Radiación sincrotrón

La radiación sincrotrón (también conocida como radiación magnetobremsstrahlung) es la radiación electromagnética emitida cuando las partículas cargadas relativistas están sujetas a una aceleración perpendicular a su velocidad (a ⊥ v). Se produce artificialmente en algunos tipos de aceleradores de partículas, o naturalmente por electrones rápidos que se mueven a través de campos magnéticos. La radiación así producida tiene una polarización característica y las frecuencias generadas pueden abarcar una gran parte del espectro electromagnético.

Representación pictórica del proceso de emisión de radiación por una fuente que se mueve alrededor de un agujero negro Schwarzschild en un universo de Sitter.

La radiación sincrotrón es similar a la radiación bremsstrahlung, que es emitida por una partícula cargada cuando la aceleración es paralela a la dirección del movimiento. El término general para la radiación emitida por partículas en un campo magnético es radiación giromagnética, para la cual la radiación sincrotrón es el caso especial ultrarrelativista. La radiación emitida por partículas cargadas que se mueven de forma no relativista en un campo magnético se denomina emisión de ciclotrón. Para partículas en el rango levemente relativista (≈85% de la velocidad de la luz), la emisión se denomina radiación girosincrotrón.

En astrofísica, la emisión de sincrotrón se produce, por ejemplo, debido al movimiento ultrarrelativista de una partícula cargada alrededor de un agujero negro. Cuando la fuente sigue una geodésica circular alrededor del agujero negro, la radiación de sincrotrón se produce en órbitas cercanas a la fotosfera donde el movimiento está en el régimen ultrarrelativista.

Radiación sincrotrona de un imán de flexión

Radiación sincrotrona de un programador

Sincrotrón de una fuente astronómica

Historia

La radiación de sincrotrón fue observada por primera vez por el técnico Floyd Haber, el 24 de abril de 1947, en el sincrotrón de electrones de 70 MeV del laboratorio de investigación de General Electric en Schenectady, Nueva York. Si bien este no fue el primer sincrotrón construido, fue el primero con un tubo de vacío transparente, lo que permitió observar directamente la radiación.

Según lo relatado por Herbert Pollock:

El 24 de abril, Langmuir y yo estábamos dirigiendo la máquina y como de costumbre estábamos tratando de empujar la pistola de electrones y su transformador de pulso asociado al límite. Se había producido una chispa intermitente y le pedimos al técnico que observara con un espejo alrededor de la pared de hormigón protector. Inmediatamente señaló para apagar el sincrotrón como "vió un arco en el tubo". El vacío seguía siendo excelente, así que Langmuir y yo llegamos al final de la pared y observamos. Al principio pensamos que podría ser debido a la radiación Cherenkov, pero pronto se hizo más claro que estábamos viendo Ivanenko y la radiación Pomeranchuk.

Descripción

Una consecuencia directa de las ecuaciones de Maxwell es que las partículas cargadas aceleradas siempre emiten radiación electromagnética. La radiación de sincrotrón es el caso especial de partículas cargadas que se mueven a una velocidad relativista experimentando una aceleración perpendicular a su dirección de movimiento, típicamente en un campo magnético. En tal campo, la fuerza debida al campo siempre es perpendicular tanto a la dirección del movimiento como a la dirección del campo, como lo muestra la ley de fuerza de Lorentz.

La potencia transportada por la radiación se encuentra (en unidades SI) mediante la fórmula relativista de Larmor:

Pγ γ =16π π ε ε 0q2a2c3γ γ 4,{displaystyle P_{gamma #={frac {1}{6pi varepsilon ¿Qué? {q^{2}a} {c^{3}}} ^{4},}

• ε ε 0{displaystyle varepsilon ¿Qué? es la autorización de vacío,
• q{displaystyle q} es la carga de partículas,
• a{displaystyle a} es la magnitud de la aceleración,
• c{displaystyle c} es la velocidad de la luz,
• γ γ {displaystyle gamma } Es el factor Lorentz.

La fuerza sobre el electrón emisor viene dada por la fuerza de Abraham-Lorentz-Dirac.

Cuando la radiación es emitida por una partícula que se mueve en un plano, la radiación se polariza linealmente cuando se observa en ese plano y se polariza circularmente cuando se observa en un ángulo pequeño.

Radiación de sincrotrón de los aceleradores

Los aceleradores circulares siempre producirán radiación giromagnética mientras las partículas se desvían en el campo magnético. Sin embargo, la cantidad y las propiedades de la radiación dependen en gran medida de la naturaleza de la aceleración que se produce. Por ejemplo, debido a la diferencia en masa, el factor de γ γ 4{displaystyle gamma ^{4} en la fórmula para el poder emitido significa que los electrones irradian energía alrededor de 10¹³ veces la tasa de protones.

La pérdida de energía de la radiación de sincrotrón en los aceleradores circulares se consideró originalmente una molestia, ya que se debe suministrar energía adicional al haz para compensar las pérdidas. Sin embargo, a partir de la década de 1980, se construyeron aceleradores de electrones circulares conocidos como fuentes de luz para producir deliberadamente haces intensos de radiación de sincrotrón para la investigación.

Radiación de sincrotrón en astronomía

El jet astrofísico de Messier 87, imagen HST. La luz azul del chorro emergente del núcleo AGN brillante, hacia la derecha inferior, se debe a la radiación sincrotron.

La radiación de sincrotrón también es generada por objetos astronómicos, generalmente donde los electrones relativistas giran en espiral (y por lo tanto cambian de velocidad) a través de campos magnéticos. Dos de sus características incluyen espectros de energía de ley de potencia y polarización. Se considera una de las herramientas más poderosas en el estudio de los campos magnéticos extrasolares dondequiera que estén presentes partículas cargadas relativistas. La mayoría de las fuentes de radio cósmicas conocidas emiten radiación de sincrotrón. A menudo se usa para estimar la fuerza de los grandes campos magnéticos cósmicos, así como para analizar los contenidos de los medios interestelares e intergalácticos.

Historial de detección

Este tipo de radiación fue detectada por primera vez en un chorro emitido por Messier 87 en 1956 por Geoffrey R. Burbidge, quien lo vio como la confirmación de una predicción de Iosif S. Shklovsky en 1953. Sin embargo, se había predicho antes (1950) de Hannes Alfvén y Nicolai Herlofson. Las erupciones solares aceleran las partículas que emiten de esta manera, como lo sugirió R. Giovanelli en 1948 y lo describe J.H. Piddington en 1952.

T. K. Breus señaló que las cuestiones de prioridad en la historia de la radiación sincrotrón astrofísica son complicadas y escribió:

En particular, el físico ruso V.L. Ginzburg rompió sus relaciones con I.S. Shklovsky y no habló con él durante 18 años. En Occidente, Thomas Gold y Sir Fred Hoyle estaban en disputa con H. Alfven y N. Herlofson, mientras que K.O. Kiepenheuer y G. Hutchinson fueron ignorados por ellos.

Cangrejo Nebula. El resplandor azulado de la región central de la nebulosa se debe a la radiación sincrotron.

De agujeros negros supermasivos

Se ha sugerido que los agujeros negros supermasivos producen radiación de sincrotrón en 'chorros', generada por la aceleración gravitatoria de los iones en sus campos magnéticos polares. El chorro observado más cercano proviene del núcleo de la galaxia Messier 87. Este chorro es interesante porque produce la ilusión de movimiento superlumínico observado desde el marco de la Tierra. Este fenómeno se debe a que los chorros viajan muy cerca de la velocidad de la luz y en un ángulo muy pequeño hacia el observador. Debido a que en cada punto de su camino los chorros de alta velocidad emiten luz, la luz que emiten no se acerca al observador mucho más rápido que el propio chorro. La luz emitida durante cientos de años de viaje llega al observador en un período de tiempo mucho más pequeño, dando la ilusión de un viaje más rápido que la luz, a pesar de que en realidad no hay violación de la relatividad especial.

Nebulosa de viento pulsar

Una clase de fuentes astronómicas donde la emisión de sincrotrón es importante son las nebulosas de viento púlsar, también conocidas como pleriones, de las cuales la nebulosa del Cangrejo y su púlsar asociado son arquetípicos. La radiación de rayos gamma de emisión pulsada del Cangrejo se ha observado recientemente hasta ≥25 GeV, probablemente debido a la emisión de sincrotrón por electrones atrapados en el fuerte campo magnético alrededor del púlsar. La polarización en la nebulosa del Cangrejo a energías de 0,1 a 1,0 MeV ilustra esta propiedad típica de la radiación de sincrotrón.

Medios interestelares e intergalácticos

Gran parte de lo que se sabe sobre el entorno magnético del medio interestelar y el medio intergaláctico se deriva de las observaciones de la radiación de sincrotrón. Los electrones de rayos cósmicos que se mueven a través del medio interactúan con el plasma relativista y emiten radiación de sincrotrón que se detecta en la Tierra. Las propiedades de la radiación permiten a los astrónomos hacer inferencias sobre la fuerza y la orientación del campo magnético en estas regiones. Sin embargo, no se pueden realizar cálculos precisos de la intensidad del campo sin conocer la densidad electrónica relativista.

En supernovas

Cuando una estrella explota en una supernova, la eyección más rápida se mueve a velocidades semirrelativistas de aproximadamente el 10 % de la velocidad de la luz. Esta onda expansiva hace girar electrones en los campos magnéticos ambientales y genera una emisión de sincrotrón, revelando el radio de la onda expansiva en el lugar de la emisión. La emisión de sincrotrón también puede revelar la fuerza del campo magnético en el frente de la onda de choque, así como la densidad circunestelar que encuentra, pero depende en gran medida de la elección de la partición de energía entre el campo magnético, la energía cinética del protón y la energía cinética del electrón.. La emisión de radio sincrotrón ha permitido a los astrónomos arrojar luz sobre la pérdida de masa y los vientos estelares que se producen justo antes de la muerte estelar.