Corso di Radioastronomia 2

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1 Corso di Radioastronomia 2 Aniello (Daniele) Mennella Davide Maino Dipartimento di Fisica Prima parte: principali meccanismi di emissione e assorbimento

2 Parte 1 Lezione 2 L emissione di sincrotrone

3 La radiazione di sincrotrone Per radiazione di sincrotrone si intende la radiazione emessa da particelle cariche relativistiche (elettroni nel nostro caso) in moto attorno alle linee di forza di un campo magnetico La nostra galassia abbonda di sorgenti di radiazione di sincrotrone, sia discrete (pensiamo alle pulsar, caratterizzate da campi magnetici molto intensi) che difuse (l intera galassia è permeata da un campo magnetico galattico che si accoppia con elettroni relativistici). Vedremo che l andamento spettrale di questa radiazione è tale da essere particolarmente intensa nella banda radio Iniziamo la trattazione considerando il moto non relativistico di un elettrone in presenza di un campo magnetico

4 Moto di un elettrone non relativistico in presenza di un campo magnetico

5 Componente perpendicolare

6 Velocità con direzione qualunque P(θ) θ

7 Caso di elettrone relativistico

8 Caso di elettrone relativistico Energia dell elettrone

9 Esempio raggio di girazione di un elettrone relativistico

10 Pattern di emissione della radiazione

11 Caratteristiche dell emissione verso un osservatore

12 Caratteristiche dell emissione verso un osservatore Tempo impiegato dall elettrone a percorrere Δx Tempo impiegato dalla luce per raggiungere l osservatore dalla fine dell impulso Tempo impiegato dalla luce per raggiungere l osservatore dall inizio dell impulso

13 Caratteristiche dell emissione verso un osservatore

14 Esempio parametri dell impulso in un caso particolare

15 Lo spettro della radiazione di sinctrotrone

16 Lo spettro della radiazione di sinctrotrone

17 Polarizzazione della radiazione di sincrotrone I lobi indicano la direzione dove l intensità della radiazione emessa è massima. Se noi osserviamo l elettrone perpendicolarmente al piano dell orbita (come in questo caso) è evidente che osserveremo polarizzazione circolare Se invece osserviamo l orbita di lato allora la polarizzazione sarà lineare. Ad angoli intermedi si ha polarizzazione ellittica

18 Polarizzazione della radiazione di sincrotrone Nel caso relativistico la radiazione è linearmente polarizzata se la linea di vista è parallela al piano dell orbita, altrimenti è polarizzata ellitticamente Ricordiamo che nel caso relativistico l emissione avviene lungo un lobo orientato nella direzione del moto. Per questo motivo la direzione della rotazione dipende dall angolo fra la linea di vista e il piano dell orbita Per capire questo fatto immaginiamo di avere un elettrone in orbita circolare e un osservatore che lo osserva (caso 1). La freccia continua indica la direzione dell elettrone quando è davanti e con quella tratteggiata l orbita dell elettrone quando sta dietro

19 Polarizzazione della radiazione di sincrotrone Poiché la direzione del moto corrisponde alla direzione di emissione, è chiaro che la radiazione sarà linearmente polarizzata. Immaginiamo ora di ruotare l orbita dell elettrone nel verso indicato dalla freccia (caso 2). È chiaro che avremo polarizzazione ellittica destrorsa. Viceversa, se ruotiamo l orbita nella direzione opposta (caso 3) avremo polarizzazione ellittica sinistrorsa. Se ora consideriamo una distribuzione di elettroni, avremo una distribuzione continua di orbite, così che le componenti polarizzate ellitticamente si cancelleranno, lasciando solo polarizzazione lineare. Per questo motivo la radiazione di sincrotrone è caratterizzata essenzialmente da polarizzazione lineare

20 Polarizzazione della radiazione di sincrotrone

21 Potenza emessa

22 Emissione di sincrotrone da una popolazione di elettroni Fino a ora abbiamo considerato un insieme di elettroni aventi tutti la stessa energia. Passiamo ora a considerare una popolazione di elettroni relativistici con una distribuzione di densità di energia N(E) Da un punto di vista osservativo si ha l evidenza che la distribuzione di energia dei raggi cosmici come quella degli elettroni in molte sorgenti di sincrotrone segue una legge di potenza: dove l esponente, p, è il cosiddetto indice spettrale Il procedimento ora consiste nel considerare lo spettro di potenza di un singolo elettrone e convolverlo con lo spettro in energia. Considerando una distribuzione isotropa nel pitch angle, Ginzburg e Syrovatsky nel 1969 hanno ricavato una forma chiusa per l emissività j

23 Emissione di sincrotrone da una popolazione di elettroni dove a(p) è una funzione defnita in forma tabulare

24 Temperatura di brillanza della radiazione di sincrotrone