Clasica 2 Expo

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 Drag on Highly Magnetized GRB Jets Mecnica Clsica II, 2015 1 / 21

Contenidos

1 IntroductionGRB: Definicin y modelos de emisinHighly Magnetized GRB

2 Radio FotosfricoRadio de Transparencia Transversal

3 El efecto Compton inverso

4 Conclusiones


Introduction


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.


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.


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.


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.


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.


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.


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.


Radio Fotosfrico


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



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.



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 .



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.


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.



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



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.


El efecto Compton inverso


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)


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.


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.


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.


Conclusiones


Conclusiones

El entorno de los jets relativistas en GRBsLas caractersiticas de los jets de 0 < 106

Las caractersiticas de los jets de 0 > 106


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.


IntroductionGRB: Definicin y modelos de emisinHighly Magnetized GRB

Radio FotosfricoRadio de Transparencia Transversal

El efecto Compton inversoConclusiones

Documents

Clasica 2 Expo