Transcript Sinh viên: Lê Thị Hương Chuyên ngành: Vật lý thiên

Sinh viên: Lê Thị Hương
Chuyên ngành: Vật lý thiên văn môi trường
Khoa vật lý - ĐHSP Hà Nội
Người hướng dẫn: GS. Pierre Darriulat
Nội dung
1) Tia vũ trụ
- Tóm tắt lịch sử
- Đặc điểm chung
- Mưa rào khí quyển và Đài thiên văn Pierre Auger
- Nguồn phát tia vũ trụ
- Sự gia tốc sóng shock
2) Sự va chạm thiên hà
- Thông tin về các va chạm thiên hà
- Nhân thiên hà hoạt động (AGN)
- Centaurus A
Tóm tắt lịch sử
• Cuối XIX phát hiện ra bức xạ iôn hoá nhờ dụng cụ tĩnh
điện nghiệm.
• 1911- 1913 Viktor Hess xác minh tồn tại bức xạ đến từ
phía trên và hầu hết từ vùng ngoài trái đất.
• Sự phụ thuộc theo vĩ độ và tính bất đối xứng đông tây xác
minh tia vũ trụ là những hạt tích điện, không phải là
photon (1927).
• 1938 Pierre Auger phát hiện ra mưa rào khí quyển diện
rộng, hạt sơ cấp (1015 eV) tương tác với khí quyển trái đất.
• 1962 John Linsley lần đầu tiên ghi nhận được mưa rào khí
quyển diện rộng có năng lượng 1020 eV
Đặc điểm chung của tia vũ trụ
• Tia vũ trụ là các nguyên tử bị iôn
hoá hoàn toàn.
• Độ phổ cập của tia vũ trụ tương tự
với độ phổ cập của các nguyên tố
trong môi trường giữa các sao,
điều này chứng tỏ tia vũ trụ được
gia tốc trong môi trường giữa các
sao.
• Tia vũ trụ có thể có năng lượng
cao tới
1020 eV = 16J và có phổ năng
lượng ~E-2.7
Năng lượng tia vũ trụ
• Tia vũ trụ năng lượng trung
bình:
- Mật độ ~10-26erg/cm3s
-Thời gian =3 106y
-3 SN trong 1 thế kỷ
~ 10-25erg/cm3s.
Hiệu xuất ~10%
x = 2.7
x = 3.0
• Tia vũ trụ năng lượng siêu cao
(UHECR)
CR ~ 2 10-19erg/cm3, tương ứng
~1.3 1037 erg/Mpc3 /s , thời
gian 1010 y, so sánh
10-7AGN/Mpc3_1044erg/s/AGN
1000 GRB/y - 3 1052 erg/GRB
x = 2.7
Greisen Zatsepin Kuzmin (GZK)
• Tia vũ trụ có năng lượng lớn
hơn 1020eV có thể tương tác
với bức xạ phông nền vũ trụ tạo
ra pion và bị mất năng lượng.
• Chiều dài tương tác điển hình
cỡ 10 Mpc, do đó ở khoảng
cách lớn hơn thì năng lượng và
thông lượng giảm đáng kể.
• Nguồn (< 100 Mpc) đóng góp
vào phổ (UHECR)
Hiệu ứng GZK của tia vũ trụ
có năng lượng lần lượt 1022,
10 21 và 10 20 eV
Mưa rào khí quyển
• 2 thành phần: điện từ và hadronic
• Thông số đặc trưng của mưa rào
khí quyển theo chiều dọc:
Xo: tương tác ban đầu
Xmax
Xmax – Xo: phụ thuộc E
• Năng lượng mưa rào được xác
định bằng 2 phương pháp:
- Dựa vào sự phát xạ huỳnh
quang dọc theo trục của mưa rào.
- Lấy mẫu mật độ hạt nhờ dãy
các detector bề măt.
Sự phát triển mưa rào theo chiều dọc
Đài thiên văn Pierre Auger
Nguồn phát tia vũ trụ
• UHECR: Auger chỉ ra mối quan hệ giữa UHECR (> 6.1019eV )
với AGN (< 75 Mpc)
• Các tia vũ trụ đến từ Mặt trời (SEP) từ vài keV và tương ứng với
chu kỳ hoạt động của mặt trời
• Tàn dư vụ nổ sao siêu mới (SNR) là nguồn tia vũ trụ năng lượng
trung bình được quan sát bởi thiên văn tia gamma
• Hillas plot: Biểu diễn B×L của vật thể chứa năng lượng có khả
năng gia tốc các hạt. Chỉ ra ứng viên duy nhất nguồn phát tia vũ
trụ năng lượng siêu cao là các bùng nổ tia gamma và AGN.
Tia Gamma sinh
ra từ sự phân rã
pion chỉ ra
những nguồn
của chúng
HESS, Namibia
Hillas plot
Gia tốc Fermi bậc một
• Xét trong hệ quy chiếu sóng
shock,môi trường của dòng xuôi
và dòng ngược chuyển động với
vận tốc tương đối lớn
β
(khoảng 1% vận tốc ánh sáng)
Tượng tự máy gia tốc
Cyclotron:Sự gia tốc hạt khi
đi qua shock như hạt đi qua
khe hở giữa hình chữ D, hạt
bị bẻ cong bởi sự biến đổi
của từ trường
• Năng lượng thu được từ phép
biến đổi Lorentz :
E+ΔE = γβE+γp (Lorentz )
thu được ΔE= βE+O(β 2)
Hay ΔE/E~ β
Rút ra:
En= E0(1+β) n
Môi trường giữa các sao và từ trường
• ISM có mật độ nhỏ nên sự tương
tác của các tia vũ trụ là không đáng
kể.
•
Xét từ trường như một tâm tán xạ
• Hạt ban đầu có p, E và β, hạt đi vào
trong bức tường từ thu được Ein,
pzin sau đó đi ra
E’= γ2(1+β2)E–2γ2βPz
Áp dụng p/E= βCR,
Rút ra ΔE/E~ –2βwallβCR cosθ
Tàn dư của vụ nổ sao siêu mới
• 2 loại:
- SN Ia: là do sao lùn trắng bồi tụ từ
bạn đồng hành của nó đến khối lượng
1,4 Mo
- SN II: là sao có M lớn suy sụp thành
sao Neutron hoặc Pulsar
• Shock hướng ra ngoài và shock đi
ngược vào phía trong tương ứng với
mật độ
• Cấu trúc của shock phụ thuộc vào tuổi
của SNR
CHANDRA
Cassiopeia A
Kepler SNR 1604
Crab Nebula
Tycho SNR 1572
N 49
Shock thủy động lực học và Phổ năng lượng
Trường hợp m,v và p là const
Giá trị tỉ số nén
r = ρ2/ρ1 = v1/v2 ~ 4
v1–v2~ 3v1/4
lấy cosθ~ 2/3
được ΔE/E ~ βshock
Giả thiết đưa ra: Δt= kE
Xác xuất thoát Pesc=βshock
Sau n chu kì số hạt là: N= N0(1–βshock)n và
E= E0(1+βshock)n ta rút ra đựợc
dN/dE≈ E–α với α= (r+2)/(r–1) ~2.
Những rối loạn và sự khuếch đại của
từ trường
Bd = 10 μG
Bd = 500 μG
L
angular
distance
Sự va chạm thiên hà
• Những quan sát và nghiên cứu mới đây về thiên hà va
chạm và những đám thiên hà tái hợp gợi ý rằng điều này là
hiện tượng phổ biến trong thời kỳ đầu của vũ trụ đậm đặc.
• Sự va chạm này ngày nay được cho là đóng vài trò quan
trọng trong quá trình hình thành thiên hà.
• Sự va chạm thiên hà thông thường không bao gồm sự va
chạm sao trực tiếp mà là gây ra sự tăng cường độ trường
hấp dẫn và tăng sự suy sụp các đám mây hiđro để hình
thành sao mới, có rất nhiều sao nặng và do đó có thời gian
sống ngắn.
Một ví dụ điển hình về sự va chạm thiên hà
là thiên hà Antennae cách chúng ta 20 Mpc
• Bên trái là hình
ảnh chụp bởi kính
thiên văn mặt đất
• Bên phải là hình
ảnh phóng to chụp
bởi kính thiên văn
không
gian
Hubble. Dải màu
xanh là các sao
mới được hình
thành.
Hình ảnh chi tiết về hoạt động hình
thành sao mãnh liệt
Thiên hà va chạm và đám thiên hà tái
hợp là vị trí của thang shock cỡ lớn
XMM temperature map (U.G. Briel et al)
Abell 3667
Radio emission:
Remnant of large scale
(>1 Mpc) particle
acceleration site
X-ray surface brightness
Turbulent gas
flow
Nhân thiên hà hoạt động (AGNs)
Cyg A (radio)
Những tia của AGN cung cấp thang
shock lớn
Gia tốc shock
khuếch tán
Centaurus A (NGC 5128)
• Là thiên hà lớn hơn Milky Way, cách 10 Mly, là nơi
hoạt động mạnh nhất của tia X và bức xạ vô tuyến , d =
90 kly.
• Là một trong nhóm 25 thiên hà được quan sát ở 25o
phía nam bầu trời.Là thiên hà duy nhất có dạng e líp với
khối lượng lớn.
• Với m ~ 7, NGC 5128 là một thiên hà sáng thứ 5 trên
bầu trời sau M 31, M 33, LMC và SMC
Cen A : Hai thiên hà
•
Quan sát thiên hà elíp (ánh sáng trắng) va cham với thiên hà
xoắn ốc (là dải tối ngang qua nó) . Dải tối có những vùng chứa các
sao trẻ nóng, màu xanh đang được hình thành..Về động học, thiên hà
và dải bụi tối biểu hiện như những thực thể khác nhau
• Lớp bụi trong suốt đối với thiên văn hồng ngoại và có thể quan
sát thiên hà xoắn ốc (bị biến dạng).
• Đĩa phẳng bồi tụ bên trong Cen A chụp bởi kính thiên văn
không gian Spitzer bước sóng hồng ngoại trung từ 3.6 tới 8 m.
• Thiên hà xoắn ốc bị vặn và bị biến dạng, có đường kính khoảng
1000ly.
Cen A:Nhân thiên hà hoạt động ở vùng trung tâm
• Hai búp vô tuyến phát ra từ tâm
gần như vuông góc với mặt phẳng
thiên hà xoắn ốc có bức xạ vô tuyến
khuếch tán nhiều hơn ở khoảng cách
xa hơn (VLA, 6cm) và chứa plasma
nóng.
• Chandra chỉ ra 2 tia X.
Một lỗ đen có khối lượng
từ 150-240 triệu lần Mo ở
vùng trung tâm của Cen A
• Tia X kéo dài 13,000 ly từ
lỗ đen. Rất nhiều nguồn
điểm là các cặp đôi tia X mà
chứa một lỗ đen cỡ sao hoặc
một sao nơtron. Những
nguồn này tập trung xung
quanh tâm Cen A (Chandra).
Năng lượng tia X thể hiện
qua màu sắc khác nhau.
Cen A:Đặc điểm khác
• Ảnh kết hợp giữa tia X
(xanh), vô tuyến (hồng,
xanh lá cây) và ảnh quang
học (vàng, da cam)
• Hai cung lửa khí tia X như
là một phần của vật thể hình
cầu có d = 25 kly.
Ngụ ý của sự bùng nổ xảy
ra 10 My.
• Những vỏ mờ đồng tâm
của khí và bụi bao quanh thiên
hà là bằng chứng mạnh mẽ
cho sự tái hợp thiên hà trước
đó
•
Hình ảnh Tia X (xanh)
của Chandra và quan sát
rađio (VLA) (đỏ) chỉ ra tia
có độ dài là 4000 ly
• Sự bùng nổ bắt đầu từ 50 My cách đây và tạo nên ít nhất là một
trăm vùng HII, sao loại OB được đánh 10 lần cao hơn Milky Way.
• Khối lượng HI từ 300 đến 800 triệu lần Mo, tổng khối lượng phân
tử H chắc chắn 400 Mo,tính tổng khối lượng khí trong đĩa bao gồm
cả He lên tới 109 Mo
• Phép đo quang phổ hồng ngoại mới đây về chuyển động Kepler, sử
dụng vùng phổ của dải bước sóng xung quanh CO cho ta biết khối
lượng hố đen từ 150 đến 240 triệu lần Mo
• Vùng trung tâm của thiên hà nằm trong khoảng một vài trăm pc
tính từ nhân rất là phức tạp. Sự phát xạ CO được quan sát ở bước
sóng hồng ngoại và mm xác định sự hiện diện của đĩa quanh nhân
đậm đặc với khối lượng khí được đánh giá 10 triệu lần Mo. Bán
kính bên ngoài của nó là 110- 280 pc và nó chứa đựng một vùng
trung tâm 40 pc không có CO..
• Ước tính số lượng đám sao hình cầu trong thiên hà: 1550 ± 350.
• Phân bố tính kim loại cho thấy 2 họ phù hợp với với sự tồn tại hai
thiên hà tái hợp.
Kết luận
• Cen A là nhân thiên hà hoạt động gần chúng ta nhất được quan sát
bởi nhiều bước sóng khác nhau. Nó được tạo thành từ hai thiên hà:
thiên hà elip lớn hơn ở ngoài và thiên hà xoắn ốc ở trung tâm.
• Cen A là thiên hà hoạt động chứa đựng những ngôi sao có khối
lượng lớn và vẫn đang diễn ra sự hình thành sao mới.
• Thiên văn tia hồng ngoại cho thấy cách tiếp cận cấu trúc cặp đôi của
Cen A. Thiên văn rađio và tia X đã chỉ ra sự tồn tại của AGN với hai
búp vô tuyến ở trung tâm của Cen A.
• Khối lượng của lỗ đen được đo đạc bởi động học của sao cho khối
lượng từ 150 đến 240 triệu lần khối lượng mặt trời.
• Những hiện tượng khác chỉ ra những bằng chứng sự tồn tại của hố
đen siêu nặng: Mật độ lớn của các cặp đôi tia X, đĩa quanh nhân,và
dấu hiệu tồn tại của vụ nô lớn đã xảy ra 10 triệu năm trước được ghi
nhận bới thiên văn tia X và các vùng bụi xung quanh.
• Từ những quan sát và qua sự tìm hiểu ở trên gợi ý rằng có rất nhiều
những vị trí khác của sự va chạm thiên hà là ứng cử viên xuất sắc
cho những shock rất lớn ở mức độ thiên hà nơi mà tia vũ trụ năng
lượng siêu cao có thể được gia tốc bởi sự gia tốc shock khuếch tán.
Tài liệu tham khảo
• Các bài giảng về thiên văn học và vũ trụ học của GS: Pr Pierre
Darriulat.
• SgrA* lỗ đen ở tâm ngân hà, Kim thị Phượng (Luận văn đại
học)
• Hầu hết thông tin được tham khảo từ trang web:
– Giới thiệu
– nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March01/Israel/Israel_con
tents.html
– iop.org/EJ/abstract/1538-3881/130/2/406
– coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/multiwavel
ength_astronomy/multiwavelength_museum/cenA.html
– Các thiên hà va chạm
– rst.gsfc.nasa.gov/Sect20/A4.html
– rst.gsfc.nasa.gov/Front/tofc.html
– rst.gsfc.nasa.gov/Sect20/A6.html
– csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/galaxies/colliding.html
– curious.astro.cornell.edu/question.php?number=351
• Nhân thiên hà hoạt động
en.wikipedia.org/wiki/Active_galactic_nucleus
– imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/active_galaxi
es
– pnas.org/cgi/content/full/96/9/4749
– astro.uchicago.edu/home/web/everett/agnOverview/agnOv
erview.html
Centaurus A
– seds.org/messier/xtra/ngc/n5128.html
– solstation.com/x-objects/cent-a.htm
– eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-13-03.html
– astr.ua.edu/gifimages/cena.html
– natiomaster.com/encyclopedia/Centaurus-A-Galaxy
– J.D. Silge, K. Gebhardt, M. Bergmann and D. Richstone,
Astr. J. 130 (2005)406.
Lời cảm ơn
- Gửi lời cảm ơn chân thành và sâu sắc nhất tới GS: Pr Pierre
Darriulat người đã hướng dẫn em rất tận tình trong suốt thời gian
qua
- Em gửi lời cảm ơn tới thầy Phan Văn Đồng , cô Nguyễn Quỳnh
Lan và các anh chị trong nhóm nghiên cứu Vật Lý trẻ đã giúp đỡ
em hoàn thành khóa luận
- Em gửi lời cảm ơn đến gia đình và bạn bè đã tạo mọi điều kiện tốt
nhất cho em hoàn thành tốt công việc
- Em chân thành cảm ơn các thầy cô giáo, các quý vị đại biểu cùng
toàn thể các bạn sinh viên đã chú ý theo dõi