Astronomija i astrofizika II

MASIVNE ZVIJEZDE I SUPERNOVE

LUMINOZNE PLAVE PROMJENJIVE ZVIJEZDE (LBV)

CARINAE

- Vrlo aktivna zvijezda- Mijenja sjaj (2-4 mag):

1837. velika erupcija nagli porast sjaja do -1 mag- Udaljenost 2300 pc- Nakon 1856. pad sjajaP Cygni: povećanje sjaja 1600., 1655.S Doradus: Veliki Magellanov oblak (LMC)

- Bipolarna struktura ekspanzija 650 km/s, materijal procesuiran u CNO ciklusu

- Disk

Carinae (N. Smith, J. A. Morse (U. Colorado) et al., NASA)

CARINAE

- 𝑀~10−3𝑀𝑆𝑢𝑛/god- Izbačeno do sada oko 1-3 MSun

- Luminozitet: 5 000 000 LSun 20 000 000 LSun

- Teff 30 000 K - M 120 MSun

- Većina zračenja emitirana u UV, ali reemitirana u IR zbog prisustva prašine

LBV

- Teff 15 000 - 30 000 K- L > 106 LSun

- Post-MS zvijezde- Tranzijentan objekt

LBV

- Vrlo blizu Eddingtonove granice luminoziteta:

𝐿𝐸𝑑𝑑 =4𝜋𝐺𝐶

𝜅𝑀

- Zbog ovisnosti 𝜅 o temperaturi: pad temperature povećanje opaciteta pad Eddingtonovog luminoziteta

- Eddingtonov luminozitet postaje niži od luminoziteta zvijezde tlak zračenja dominira snažan GUBITAK MASE

- Pulsacije mogu uzrokovati gubitak mase: nepravilne nelinearne pulsacije velikih amplituda

- Velika rotacijska brzina smanjenje efektivne gravitacije na ekvatoru formiranje diska

- Dvojni sustav

WOLF-REYET ZVIJEZDE

- Vrlo vruće zvijezde: 25 000 – 100 000 K- Snažne proširene emisijske linije

- Gubitak mase 𝑀 > 10−5𝑀𝑆𝑢𝑛/god- Brzina zvjezdanog vjetra 800 – 3000 km/s- Velike rotacijske brzine 300 km/sLBV: M > 85 MSun

WR: M = 20 – 85 MSun

Vrste WR zvijezda: WN (emisijske linije He, N)WC (emisijske linije He, C)WO (emisijske linije O)

Vrste WR zvijezda su POSLJEDICA GUBITKA MASE:WN: izgubile su vodikovu ovojnicu, vidljiv je materijal u

jezgri iz CNO ciklusa

WR 124 (Hubble Legacy Archive, NASA, ESA - Processing & Licence: Judy Schmidt)

WOLF-REYET ZVIJEZDE

WC: gubitak mase je izbacio i materijal iz CNO ciklusa, vidljiv je proizvod gorenja helija – ugljik

WO: gubitak mase je izbacio i sloj ugljika preostao je kisik iz samog središta (vrlo rijetke zvijezde)

EVOLUCIJSKA SHEMA RAZVOJA MASIVNIH ZVIJEZDA

P. Conti (1976)Massey (2003)

M > 85 MSun: O Of LBV WN WC SNM = 40 – 85 MSun: O Of WN WC SNM = 25 – 40 MSun: O RSG WN WC SNM = 20 – 25 MSun: O RSG WN SNM = 10 – 20 MSun: O RSG BSG SN

Meynet – Maeder modeli

Meynet & Maeder, 2003, Astron. Astrophys., 404, 975

- Vrlo masivne zvijezde nikada ne prolaze kroz RSG fazu:Humphreys-Davidsonova granica

- Masivne zvijezde su vrlo rijetke značajan utjecaj na dinamičku i kemijsku evoluciju ISM: formiranje masivnih zvijezda zaustavlja nastanak drugih zvijezda manjih masa

- Snažan izvor ionizacijskog UV zračenja u svemiru- Obogaćivanje ISM metalima nastanak novih zvijezda

bogatih metalima

SUPERNOVE

Supernova 1006 (SN1006): 30.4.1006.mV = -6

SN 1054: RAKOVA MAGLICA d 2 kpc; SN IISN1572: TYCHEOVA SUPERNOVASN1604: KEPLEROVA SUPERNOVASN1987A Veliki Magellanov oblak (d 50 kpc)

- kolaps plavog superdiva (BSG)

- Vrlo rijetki događaji: jednom u 100 godina u prosječnoj galaksiji

Rakova maglica

SN 1604

SN 1987A

SN1994

KLASIFIKACIJA

TIP I SN - izostanak vodika u spektru

- dijele se na:

Ia - jaka Si II linija na 615 nm

Ib - prisustvo helijevih linija

Ic - odsustvo helijevih linija

TIP II SN - prisustvo vodika u spektru

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson (Thomas Matheson, NOAO)

KLASIFIKACIJA

TIP I SN - izostanak vodikove ovojnice!!

- Ia, Ib, Ic različiti fizikalni mehanizmi:Ia: nastaje u svim vrstama galaksija, čak i u eliptičnim

u kojima nema nastanka novih zvijezdaIb, Ic: nastaje samo u spiralnim galaksijama, u blizini

područja nastanka novih zvijezda vjerojatno uključuje kratko živuće masivne zvijezde!

Doggett & Branch, 1985, Astron. J., 90, 2303

TIP I SN

- Tipične svjetlosne krivulje, slično ponašanje za sve podtipove

- MB = -18.4 za tip Ia- 1.5 – 2 mag slabijeg sjaja tipovi Ib i Ic- Nakon 50 dana brzina opadanja sjaja se smanjuje

Tip I SN: SN1006SN1572 TychoSN1604 Kepler

TIP II SN

- Brz porast sjaja, 1.5 mag manje sjajne od tipa Ia- Sporo smanjenje sjaja- Brza ekspanzija (P Cyg profil linija)

Doggett & Branch, 1985, Astron. J., 90, 2303

Doggett & Branch, 1985, Astron. J., 90, 2303

Tip II SN: SN1054 Rakova maglicaSN1987A

TIP II SN: TIP II-P (plato) učestalijaTIP II-L (linear) rijetke

- Tip II može preći u tip Ib slični FIZIKALNI MEHANIZAM

Tip Ia je fundamentalno različita od preostalih tipova supernova!

SUPERNOVE S KOLAPSOM JEZGRE

- Ogromna količina oslobođene energije 1046 J u tip II SN: - 1% u obliku kinetičke energije izbačenog

materijala- < 0.01% u obliku fotona!- ostatak (99%) se oslobađa putem neutrina!

Zadatak:

- Željezo se ne formira u eksploziji supernove!- Željezo je vrlo važno u drugom pogledu

MEHANIZAM KOLAPSA SUPERNOVE

M > 8 MSun

- Vrlo visoka temperatura u središtu gorenje ugljika i kisika

- Rezultat: kataklizmička eksplozija!- Nedovoljno poznat mehanizam kolapsa masivne

razvijene jezgre- Sličan mehanizam za tipove Ib, Ic i II

- Helijeva ljuska stvara ugljik i kisik raste CO jezgra CO jezgra se kontrahira započinje gorenje ugljika:

612𝐶 + 2

4𝐻𝑒 → 816O + γ

816𝑂 + 2

4𝐻𝑒 → 1020Ne + γ

612𝐶 + 6

12𝐶 → 816𝑂 + 22

4𝐻𝑒

1020𝑁𝑒 + 2

4𝐻𝑒

MEHANIZAM KOLAPSA SUPERNOVE

612𝐶 + 6

12𝐶 → 816𝑂 + 22

4𝐻𝑒

1020𝑁𝑒 + 2

4𝐻𝑒

1123𝑁𝑎 + 𝑝+

1223𝑀𝑔 + 𝑛

1224𝑀𝑔 + 𝛾

- Stvara se struktura LJUSKE LUKA- Nakon završetka gorenja ugljika u središtu započinje

gorenje kisika u ONe jezgri nastaje 1428𝑆𝑖

- Na T 3·109 K započinje gorenje silicija:

1428𝑆𝑖 + 2

4𝐻𝑒 ⇌ 1632𝑆 + 𝛾

1632𝑆 + 2

4𝐻𝑒 ⇌ 1836𝐴𝑟 + 𝛾

....

1252𝐶𝑟 + 2

4𝐻𝑒 ⇌ 2856𝑁𝑖 + 𝛾

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson

- Rezultat gorenja silicija: niz jezgara sličnih 2856𝐹𝑒 (najveća

energija vezanja po nukleonu)

ŽELJEZNA JEZGRA- Sve se manje energije oslobađa po jedinici mase u

nuklearnim reakcijama- Vrijeme gorenja se sve više skraćuje:

20 MSun: vodik 107 godinahelij 106 godinaugljik 300 godinakisik 200 danasilicij 2 dana

FOTODEZINTEGRACIJA

- Vrlo visoka temperatura u jezgri- Velika energija fotona dezintegracija teških jezgri:

2656𝐹𝑒 + 𝛾 → 132

4𝐻𝑒 + 4𝑛

24𝐻𝑒 + 𝛾 → 2𝑝+ + 2𝑛

- Endotermni proces JEZGRA SE HLADI!- Uklanja se termalna energija potrebna za održavanje

ravnoteže:jezgra od 1.3 MSun za 10 MSun zvijezdujezgra od 2.5 MSun za 50 MSun zvijezdu

Tc 8·109 K; c 1013 kg/m3 za 15 MSun zvijezdu

FOTODEZINTEGRACIJA

- Nestaju elektroni nužni za održavanje degeneracije: kroz sudare sa teškim jezgrama i protonima nastalim u dezintegraciji:

𝑝+ + 𝑒− → n + 𝜈𝑒- Neutrini odnose značajne količine energije:

za vrijeme gorenja silicija: fotoni: 4.4 · 1031 Wneutrini: 3.1 · 1038 W

FOTODEZINTEGRACIJA ŽELJEZA + UHVAT NEUTRONA NESTANAK ELEKTRONSKE DEGENERACIJE!!

KOLAPS JEZGRE!

- Homologni kolaps unutarnjih dijelova jezgre brzina kolapsa je proporcionalna udaljenosti od središta:

𝑡𝑓𝑓 =3𝜋

32

1

𝐺𝜌0

1/2

SUPERSONIČNA VANJSKA JEZGRA: na nekoj udaljenosti od središta brzina kolapsa postaje veća od brzine zvuka razvija se UDARNI VAL, supersonična vanjska jezgra je odvojena od homologne unutrašnje jezgre

- brzine 70 000 km/s

- Volumen Zemlje stisnut na 50 km u 1 sec!!

Supersonični kolaps: vanjski slojevi nemaju informaciju što se događa u unutrašnjosti vanjski slojevi (kisikova, ugljikova i helijeva ljuska, vanjska ovojnica) "vise" nad kolapsirajućom jezgrom

Zaustavljanje homolognog kolapsa: 8 · 1017 kg/m3

(tri puta veće od gustoće atomske jezgre!)

- Jaka nuklearna sila postaje ODBOJNA: Paulijev princip za neutrone

- Zaustavlja se kolaps valovi tlaka se odbijaju i kreću prema površini, nailaze na materijal koji pada iz vanjske jezgre UDARNI VAL koji se širi prema površini

- Sudar udarnog vala i vanjskog dijela željezne jezgre daljnja FOTODEZINTEGRACIJA udarni val gubi energiju:

fotodezintegracija 0.1 MSun željeza "troši" 1.7 · 1044

J energije udarnog vala

Udarni val se zaustavlja: AKRECIJSKI UDAR materijal izvana pada na udarni val

NEUTRINOSFERA: nastaje uslijed fotodezintegracije i uhvata elektrona- Vrlo velika gustoća, 5% energije neutrina zagrijava plin

iza udarnog vala udarni val se nastavlja širiti prema površini

- Vrlo osjetljiv mehanizam: konvekcija,fizika neutrina,zvučni valovi, rotacija, mag. polja

- Udar 'gura' ovojnicu prema površini ukupna kinetička energija ekspandirajućeg materijala 1044 J (1% energije neutrina)

- Optički tanak plin na 100 AU 1042 J energije u obliku fotona

MAKSIMALNI LUMINOZITET: 1036 W 109 LSun

Razlike u tipovima SN: - sastav i masa ovojnice- radioaktivni materijal

Tip II: RSGTip Ib, Ic: izgubili su veliki dio svoje ovojnice (WR zvijezde)

OSTACI EKSPLOZIJE SUPERNOVE

M < 25 MSun: NEUTRONSKA ZVIJEZDA- ravnotežu održava tlak degeneriranog neutronskog plina

M > 25 MSun: CRNA RUPA- Degenerirani neutronski plin ne može održati ravnotežu potpuni kolaps u singularitet beskonačne gustoće

- Većina energije odlazi u obliku energije neutrina: 3 · 1046 J energija vezanja neutronske zvijezde

SVJETLOSNE KRIVULJE I RADIOAKTIVNI RASPAD

Tip II-P:- Najčešća supernova- Plato nastaje zbog vodika kojeg ionizira udarni val:

dugotrajna rekombinacija na konst. temp. 5000 K

RADIOAKTIVNI RASPAD: zadržavanje energije u ovojnici pri nastanku radioaktivnih izotopa u udarnom valu

NUKLEOSINTEZA radioaktivnih izotopa:

2856𝑁𝑖 𝜏1/2 = 6.1 dan

2757𝐶𝑜 𝜏1/2 = 271 dana

1122𝑁𝑎 𝜏1/2 = 2.6 godina

2244𝑇𝑖 𝜏1/2 ≈ 47 godina

Doggett & Branch, 1985, Astron. J., 90, 2303

Izotopi doprinose sporom oslobađanju energije i svjetlosnoj krivulji.

2856𝑁𝑖 → 27

56𝐶𝑜 + 𝑒+ + 𝜈𝑒 + 𝛾

- Energija oslobođena u radioaktivnom raspadu se odlaže u optički debelu ekspandirajuću ovojnicu i zatim zrači

- Nakon što se raspala većina 2856𝑁𝑖:

2756𝐶𝑜 → 26

56𝐹𝑒 + 𝑒+ + 𝜈𝑒 + 𝛾

Tip II-P: - Manje vodika- Radioaktivni raspad vidljiv u svjetlosnoj krivulji

- Prvo dominira raspad 2856𝑁𝑖 a zatim 27

56𝐶𝑜𝑑𝑁

𝑑𝑡= −𝜆𝑁

𝑁 𝑡 = 𝑁0𝑒−𝜆𝑡 𝜆 =

ln 2

𝜏1/2

Doggett & Branch, 1985, Astron. J., 90, 2303

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson

Suntzeff et al., 1992, Ap. J. Lett., 384, L33

Brzina kojom se energija radioaktivnog raspada odlaže u ekspandirajuću ljusku je proporcionalna brzini raspada dN/dt NAGIB svjetlosne krivulje:

𝑑 log10 𝐿

𝑑𝑡= −0.434 𝜆

𝑑𝑀𝑏𝑜𝑙

𝑑𝑡= 1.086 𝜆

- Nagib krivulje određuje vrsta radioaktivnog izotopa

SN1987A- Anomalija sjaja: niži maksimum sjaja od očekivanog za

tip II BSG umjesto većeg RSG veća gustoća termalna energija se pretvorila u mehaničku za podizanje ovojnice iz dubljeg gravitacijskog potencijala

- Brzina izbačaja: 30 000 km/s- MZAMS 20 MSun

- Mcore 1.4 – 1.6 MSun

SN1987A- Evolucija RSG BSG: - masa ne smije biti puno veća

od 20 MSun

- siromašna metalima- mali gubitak mase

OSTACI SUPERNOVA

RAKOVA MAGICA: - brzina ekspanzije 1450 km/s- L 8 · 107 LSun

- polarizirano sinkrotronsko zračenje- pulsar, snažno magnetsko polje

SN1987A: - složena struktura: 3 prstena- unutarnji prsten (20 000 god. prije SN)- dva vanjska prstena

Rakova maglica

SN1987A- Evolucija RSG BSG: - masa ne smije biti puno veća

od 20 MSun

- siromašna metalima- mali gubitak mase

OSTACI SUPERNOVA

RAKOVA MAGICA: - brzina ekspanzije 1450 km/s- L 8 · 107 LSun

- polarizirano sinkrotronsko zračenje- pulsar, snažno magnetsko polje

SN1987A: - složena struktura: 3 prstena- unutarnji prsten (20 000 god. prije SN)- dva vanjska prstena

Supernova 1987A

SN1987A: - 1996: udarni val supernove je dostigao unutarnji prsten sjajne nakupine u prstenu!

DETEKCIJA NEUTRINA SA SN1987A:- Potvrdio teoriju kolapsa jezgre- Detekcija 3 sata prije dolaska fotona: Kamiokande II

(Japan)- Brzina neutrina bliska brzini svjetlosti masa mirovanja 𝑚𝑒 ≤ 16 eV

Supernova 1987A

Herschel svemirski teleskopSupernova je stvorila prašinu mase 150 000 – 250 000 MEarth (oko 0.5 – 0.8 MSun)Prašina je iznimno hladna:20 – 25 K

Spitzer svemirski teleskop:Cassiopea A – 10 000 MEarth

Supernova 1987A

Supernova 1987A

ALMA radio teleskopPrašina snimljena u milimetarskom području

ZASTUPLJENOST ELEMENATA U SVEMIRU

- Evolucija zvijezda mora objasniti zastupljenost elemenata u svemiru!

Kemijski sastav Sunčeve atmosfereVODIK primordijalan, nastao u Velikom praskuHELIJ uglavnom primordijalan, ali nastao i u središtima

zvijezdaLITIJ, BERILIJ, BOR mala zastupljenost – nisu konačni

produkti nuklearnih reakcija sudari s protonima i uništavanje: litij: T ≳ 2.7 · 106 K

berilij: T ≳ 3.5 · 106 K Meteoriti sastav jednak sastavu primordijalne Sunčeve maglice

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson (Data from Grevesse & Sauval, 1998, Space. Sci. Rev., 85, 161)

- Zastupljenost litija u meteoritima veća nego danas na Suncu litij se u Suncu uništava: konvekcijska zona dovoljno duboka za uništavanje litija ali ne i berilija

PROBLEM SUNČEVOG LITIJA: konvektivna zona je preplitka!!

s- i r-PROCESI

Neutroni slobodno međudjeluju s teškim jezgrama za razliku od protona i čestica:

𝑍𝐴𝑋 + 𝑛 → 𝑍

𝐴+1𝑋 + 𝛾- Vrlo često nestabilne jezgre: - raspad:

𝑍𝐴+1𝑋 → 𝑍+1

𝐴+1𝑋 + 𝑒− + 𝑒𝑒 + 𝛾

Ako je vremenska skala za uhvat neutrona puno duža od vremena - raspad SPORI (s) PROCESI

Ako je vremenska skala za uhvat neutrona puno kraća od vremena - raspad BRZI (r) PROCESI Uzastopan uhvat velikog broja neutrona, nastanak teških jezgri bogatih neutronima- Potreban izvor neutrona: supernova!

PROVALE GAMA ZRAČENJA (GRB)GAMMA-RAY BURSTS

Vojni satelit Vela: opažanje iznenadne provale gama zračenja zemaljskog porijekla uslijed nuklearnih pokusa nadzor pridržavanja sporazuma o zabrani nuklearnih pokusa 1967 opažene provale gama zračenja iz svemira!

- Učestalost 1 dnevno- Nasumičan položaj na nebu

- Trajanje 10-2 – 103 s, brz rast 10-4 s- Kompleksni profili s više vrhova

COMPTON GAMMA-RAY OBSERVATORY (CGRO): 1991. BATSE instrument (Burst and Transient Experiment)

BATSE Team, NASA

PORIJEKLO IZVORA PROVALA GAMA ZRAČENJA

Do kraja 90-ih: problem određivanja udaljenosti izvora GRB-a: - Sunčev sustav

- Mliječni put- ekstragalaktički kozmološki izvori

Bez poznavanja udaljenosti nepoznata energija izvora nepoznati fizikalni proces GRB-a

FLUENCA: ukupno primljena energija po jediničnoj površini detektora tijekom provaleS = 10-12 – 107 J/m2

1994: 90 minuta, energije fotona 18 GeV!!

Primjer: S = 10-7 J/m2Koliko iznosi ukupna oslobođena energija ako je izvor izotropan i nalazi se u Sunčevom sustavu na udaljenosti 50 000 AU?

𝐸 = 4𝜋𝑟2 𝑆 = 7 ∙ 1025 JAko je izvor u dalekoj galaksiji udaljenoj 1 Gpc?

𝐸 = 1 ∙ 1045 J Iznos usporediv s energijom oslobođenoj u supernovitipa II 20 redova veličine razlike!!

Karakteristična dužina pojave ct 30 km NEUTRONSKA ZVIJEZDA???- Emisijske linije 350 – 500 keV e+e- anihilacija na

površini neutronske zvijezde:𝑒+ + 𝑒− → 2𝛾 (511 eV)

- 20-60 keV ciklotronsko zračenje elektrona u magnetskom polju neutronske zvijezde

Zaključak: Neutronske zvijezde u debelom disku galaksije??

Problem: Jednolika raspodjela provala na cijelom nebu!!

IZOTROPNA RASPODJELA PROVALA GAMA ZRAČENJA

BATSE Team, NASA

Izostanak homogene raspodjele po udaljenosti:

Izvor na udaljenosti r s energijom E:

𝑆 =𝐸

4𝜋𝑟2

𝑟 𝑆 =𝐸

4𝜋𝑆

1/2

Pretpostavka: svi izvori su jednake intrinzične energije E- Za neku fluencu S0, svi izvori unutar udaljenosti r(S0)

imat će fluencu S S0

- Za n provala po jediničnom volumenu broj izvora s fluencom S S0:

𝑁 𝑆 =4

3𝜋𝑛𝑟3 𝑆 =

4

3𝜋𝑛

𝐸

4𝜋𝑆

3/2

- Za jednoliku raspodjelu provala po udaljenosti:

𝑁 𝑆 ∼ 𝑆−3/2

- Za mali S narušavanje proporcionalnosti udaljeni izvori slabog sjaja

Meegan et al., 1992, Nature, 355, 143

Kraj raspodjele izvori provala se ne protežu beskonačno daleko u svemir!

BeppoSAX (1997.) određen točan položaj provale i pronađen izvor u X i optičkom području: UDALJENA GALAKSIJA

GRB = KOZMOLOŠKI EKSTRAGALAKTIČKI IZVORI

- Fenomen najviših energija u svemiru supernova s kolapsom jezgre

VRSTE GRB-a

1. t > 2 s: LONG-SOFT GRB supernove2. t < 2 s: SHORT-HARD GRB stapanje dvonih

sustava (sustav neutronskih zvijezdi, neutronska zvijezda + crna rupa)

Veza GRB – supernova: GRB980425 i SN 1998bw (tip Ib ili Ic, jezgra od 3 MSun, udaljenost 40 Mpc)

MEHANIZAM PROVALA

Usmjeravanje visoko relativističke materije RELATIVISTIČKI MLAZEVI

- Nema izotropne provale, puno manje energije nego u izotropnoj provali

Kut provale: 𝜗 ∼1

𝛾; 𝛾 =

1

1−𝑢2/𝑐2≫ 1

100 energija je za 1/2 = 10 000 puta manja nego za izotropnu provalu!

Kolapsar model (S. Wooseley) ili hipernova model- Granična masa nerotirajuće neutronske zvijezde: 2.2 MSun

- Granična masa rotirajuće neutronske zvijezde: 2.9 MSun

Dovoljno masivna (Wolf-Reyet) zvijezda kolaps u crnu rupu s diskom efekt diska i magnetskih polja: mlaz iz središta supernove- Prolaskom kroz ovojnicu relativistički mlaz stvara gama

zračenje

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson

Supranova model: supermasivna rotirajuća neutronska zvijezda 2.2 –2.9 MSun nastala nakon kolapsa usporava i ponovno kolapsira ali u crnu rupu crna rupa + disk uz nastanak relativističkih mlazeva

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson (Weiqun Zhang & Stan Woosley)

KOZMIČKE ZRAKE

Victor Hess (1912.): 'zračenje' opaženo iz balona

Nabijene čestice: elektroni, pozitroni, protoni, muoni, jezgre atoma (C, O, Ne, Mg, Si, Fe, Ni) Energije: 107 eV – 3 · 1020 eV

IZVORI KOZMIČKIH ZRAKA

1. SUNCE: - Sunčeve kozmičke zrake (Sunčev vjetar, koronalni izbačaji mase)

- Male energije (eV do MeV)2. SUPERNOVE: - visoke energije (E ≲ 1016 eV)

Cronin et al., 1997, Sci. Amer., 276, 44

Veličina područja vezanja kozmičkih zraka uz magnetsko polje:

𝐹 = 𝑞 𝐸 × 𝑣 ⋅ 𝐵

𝐹𝐵 = 𝑞𝑣𝐵 Kružno gibanje čestica oko silnica magnetskog polja:

𝛾𝑚𝑣2

𝑟= 𝑞𝑣𝐵

Larmortov polumjer: 𝑟 =𝛾𝑚𝑣

𝑞𝐵

𝑣 ≈ 𝑐 𝑟 =𝛾𝑚𝑐2

𝑞𝑐𝐵=

𝐸

𝑞𝑐𝐵

Primjer: Ako je Larmorov polumjer puno veći od područja magnetskog polja čestica postaje SLOBODNA!

Međuzvjezdani prostor: B 10-10 TProton s E = 1015 eV r = 3 · 1016 m = 1 pc- Polumjer veličine ostatka supernove

- Za energije E > 1015 eV kozmičke čestice nisu vezane za ostatke supernove

Ubrzanje kozmičkih čestica u supernovi- Uzastopni sudari s udarnim valom supernove zbog

vezanja čestice u magnetskom polju čestica postiže dovoljnu energiju da napusti magnetsko polje

E < 1015 eV - supernove1015 – 1019 eV - ubrzanje u blizini neutronske zvijezde

ili crne rupeE > 1019 eV - aktivna galaktička središta (AGN) sa

supermasivnim crnim rupama