Radiación sincrotrón

A radiación sincrotrón (tamén coñecida co termo alemán magnetobremsstrahlung) è a radiación electromagnética emitida cando partículas cargadas relativistas están suxeitas a unha aceleración perpendicular á súa velocidade (a ⊥ v). Prodúcese artificialmente nalgúns tipos de aceleradores de partículas ou de forma natural por electróns rápidos que se moven entre campos magnéticos. A radiación producida desta maneira ten unha polarización característica, e as frecuencias xeradas poden estar comprendidas nunha ampla porción do espectro electromagnético.

Representación do proceso de emisión da radiación por unha fonte que se move arredor dun burato negro de Schwarzschild nun universo de Sitter.

Campo electromagnético observado lonxe da fonte (en unidades arbitrarias) dunha carga puntual acelerada positiva. Cando a velocidade aumenta, a radiación concéntrase ao longo da traxectoria. Este campo pode calcularse usando o potencial de Liénard–Wiechert.

A radiación sincrotrón é similar á radiación bremsstrahlung (ou de freada), a cal a emite unha partícula cargada cando a aceleración é paralela á dirección do movemento. O termo xeral para a radiación emitida por partículas nun campo magnético é radiación xiromagnética, da cal a radiación sincrotrón é un caso ultrarrelativista especial. A radiación emitida por partículas cargadas que se moven nun campo magnético non relativista chámase emisión ciclotrón. Para partículas nun rango moderadamente relativista (≈85 % da velocidade da luz), a emisión denomínase radiación xiro-sincrotrón.

En astrofísica, a emisión sincrotrón prodúcese, por exemplo, debido ao movemento ultrarrelativista dunha partícula cargada arredor dun burato negro. Cando a fonte segue unha xeodésica circular arredor do burato negro, a radiación sincrotrón prodúcese en órbitas preto da esfera de fotóns onde o movemento está no réxime ultrarrelativista.

A radiación sincrotrón dun imán curvador.

Radiación sincrotrón dun ondulador.

Radiación sincrotrón dunha fonte astronómica,

Historia

A radiación sincrotrón foi observada inicialmente polo técnico Floyd Haber, o 24 de abril de 1947, no sincrotrón de electróns de 70 MeV do laboratorio investigación de General Electric en Schenectady, Nova York. Aínda que este non foi o primeiro sincrotrón que se construíu, foi o primeiro cun tubo de baleiro transparente, que permitía observar directamente a radiación.

Tal como o relatou Herbert Pollock:

O 24 de abril, Langmuir e mais eu estabamos utilizando a máquina e como de costume estabamos intentando levar a pistola de electróns e o seu transformador de pulso asociado ao límite. Producíranse algúns chispazos intermitentes e pedimos ao técnico que observase cun espello tras unha parede de formigón protectora. El indicou inmediatamente que apagásemos o sincrotrón, xa que "vía un arco no tubo". O baleiro era aínda excelente, así que Langmuir e mais eu fomos ata o final da parede e ollamos. Ao principio pensamos que se podía deber á radiación Cherenkov, pero axiña quedou máis claro que estabamos vendo a radiación Ivanenko e Pomeranchuk.

Descrición

Unha consecuencia directa das ecuacións de Maxwell é que as partículas cargadas aceleradas sempre emiten radiación elecromagnética. A radiación sincrotrón é o caso especial no que partículas cargadas que se moven a unha velocidade relativista sofren unha aceleración perpendicular á dirección do seu movemento, normalmente nun campo magnético. Nese campo, a forza debida ao campo é sempre perpendicular tanto á dirección do movemento coma á dirección do campo, como mostra a lei da forza de Lorentz.

A potencia (P, power) portada pola radiación obtense (en unidades SI) pola fórmula de Larmor relativista:

$$P_{\gamma }={\frac {q^{2}}{6\pi \varepsilon _{0}c^{3}}}a^{2}\gamma ^{4}={\frac {q^{2}c}{6\pi \varepsilon _{0}}}{\frac {\beta ^{4}\gamma ^{4}}{\rho ^{2}}},$$ onde

• $\varepsilon _{0}$ é a permitividade no baleiro,
• $q$ é a carga da partícula,
• $a$ é a magnitude da aceleración,
• $c$ é a velocidade da luz,
• $\gamma$ é o factor de Lorentz,
• $\beta =v/c$,
• $\rho$ é o raio de curvatura da traxectoria da partícula.

A forza no electrón emitido dáa a forza de Abraham–Lorentz–Dirac.

Como resumo, a radiación sincrotrón é exactamente a versión con efecto Doppler da radiación de Larmor de acordo co movemento dos electróns acelerados.

Cando a radiación a emite unha partícula que se move nun plano, a radiación está polarizada liñalmente cando se observa nese plano, e polarizada circularmente cando se observa cun ángulo pequeno. Porén, en mecánica cuántica, esta radiación emítese en paquetes discretos de fotóns, o cal introduce flutuacións cuánticas na radiación emitida e a traxectoria da partícula. Para unha aceleración dada, a enerxía media de fotóns emitidos é proporcional a $\gamma ^{3}$ e a taxa de emisión a $\gamma$.^{[Cómpre referencia]}

De aceleradores

Artigo principal: Fonte de luz sincrotrón.

Os aceleradores circulares producen sempre radiación xiromagnética a medida que as partículas son desviadas polo campo magnético. Porén, a cantidade e propiedades da radiación son moi dependentes da natureza da aceleración que está tendo lugar. Por exemplo, debido á diferenza en masa, o factor de $\gamma ^{4}$ na fórmula da P emitida significa que os electróns radian enerxía a aproximadamente 10¹³ veces a taxa dos protóns.

A perda de enerxía da radiación sincrotrón en aceleradores circulares foi considerada orixinalmente un molestia, xa que se debía subministrar enerxía adicional ao feixe para compensar as perdas. Porén, empezando na década de 1980, construíronse aceleradores de electróns circulares coñecidos como fontes de luz para producir deliberadamente feixes intensos de radiación sincrotrón para a investigación.

En astronomía

Chorro astrofísico de Messier 87, imaxe do Telescopio Espacial Hubble. A luz azul do chorro que sae do centro do núcleo galáctico activo brillante, cara á parte inferior dereita, débese á radiación sincrotrón.

A radiación sincrotrón tamén a xeran os obxectos astronómicos, normalmente onde electróns relativistas van en espiral (e, por tanto, cambian de velocidade) a través de campos magnéticos. Dúas das súas características son un espectro de enerxía da lei de potencia e a polarización. Considérase unha das ferramentas máis importantes para estudar campos magnéticos extrasolares nos que están presentes partículas cargadas relativistas. A maioría da fontes de radio cósmicas coñecidas emiten radiación sincrotrón. A miúdo úsanse para estimar a forza dos grandes campos magnéticos cósmicos, así como analizar o contido dos medios interestelar e intergalácticoas.

Historia da detección

Este tipo de radiación detectárona por primeira vez Jan Hendrik Oort e Theodore Walraven na Nebulosa do Cangrexo en 1956, e uns poucos meses despois detectouna Geoffrey R. Burbidge nun chorro emitido por Messier 87. Foi a confirmación da predición de Iosif S. Shklovsky feita en 1953. Porén, fora predita xa antes (1950) por Hannes Alfvén e Nicolai Herlofson. As labaradas solares aceleran partículas que emiten desta maneira, como suxeriu R. Giovanelli en 1948 e describiu J.H. Piddington en 1952.

T. K. Breus sinalou que as cuestións de prioridade nos descubrimentos na historia da radiación sincrotrón astrofísica son complicados, e escribiu:

En particular, o físico ruso V.L. Ginzburg rompeu as súas relacións con I.S. Shklovsky e non falou con el durante 18 anos. En Occidente, Thomas Gold e Sir Fred Hoyle disputaban con H. Alfven e N. Herlofson, mentres que K.O. Kiepenheuer e G. Hutchinson eran ignorados por eles.

O resplandor azulado da rexión central da Nebulosa do Cangrexo débese á radiación sincrotrón.

De buratos negros supermasivos

Suxeriuse que os buratos negros supermasivos producen radiación sincrotrón en "chorros", xerada pola aceleración gravitacional de ións nos seus campos magnéticos. O máis próximo destes chorros observado está no centro da galaxia Messier 87. Este chorro é interesante por producir a ilusión de movemento superlumínico (superior á velocidade da luz) cando se observa desde o marco da Terra. Este fenómeno é causado debido a que os chorros están viaxando a case a velocidade da luz e nun ángulo moi pequeno cara ao observador. Como en cada punto do seu camiño os chorros de alta velocidade están emitindo luz, a luz que emiten non se aproxima ao observador moito máis rapidamente que o propio chorro. A luz emitida en centos de anos de viaxe chega, pois, ao observador nun período de tempo moito menor, dando a ilusión de ir máis rápido que a velocidade da luz, a pesar de que en realidade non hai ningunha violación da relatividade especial.

Nebulosas de vento de púlsar

Unha clase de fontes astronómicas onde a emisión sincrotrón é importante é a das nebulosas de vento de púlsar, tamén coñecidas como plerións, dos cales son arquetipos a Nebulosa do Cangrexo e o seu púlsar asociado. Observouse recentemente unha emisión pulsada de raios gamma desde o Cangrexo de ata ≥25 GeV, probablemente debido á emisión sincrotrón polos electróns atrapados no forte campo magnético que rodea o púlsar. A polarización na Nebulosa do Cangrexo a enerxías desde 0,1 a 1,0 MeV, ilustra esta propiedade típica da radiación sincrotrón.

No medio interestelar e intergaláctico

Gran parte do que se coñece sobre o ambiente magnético do medio interestelar e o medio intergaláctico deriva das observacións da radiación sincrotrón. Os electróns dos raios cósmicos que se moven a través do medio interaccionan con plasma relativista e emiten radiación sincrotrón que se detecta na Terra. As propiedades da radiación permiten aos astrónomos facer inferencias sobre a forza e orientación do campo magnético nestas rexións. Porén, non se poden facer cálculos exactos da forza do campo magnético sen coñecer a densidade electrónica relativista.

En supernovas

Cando unha estrela estoupa orixinando unha supernova, as execcións máis rápidas móvense a velocidades semirelativistas de aproximadamente o 10 % da velocidade da luz. Esta onda expansiva fai xirar electróns en ambientes magnéticos e xera emisión sincrotrón, revelando o raio da onda expansiva no lugar da emisión. A emisión sincrotrón pode tamén revelar a forza do campo magnético na fronte da onda de choque, así como a densidade circunestelar que encontra, pero depende fortemente da elección da partición de enerxía entre o campo magnético, a enerxía cinética do protón, e a enerxía cinética do electrón. Grazas á emisión sincrotrón de radio os astrónomos puideron entender mellor a perda de masa e os ventos estelares que se producen xusto antes da morte dunha estrela.

Véxase tamén

Outros atigos

• Bremsstrahlung
• Radiación ciclotrón
• Láser libre de electróns
• Reaccción de radiación
• Efectis Sokolov-Ternov
• Función sincrotrón

Bibliografía

• Brau, Charles A. Modern Problems in Classical Electrodynamics. Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-514665-4.
• Jackson, John David. Classical Electrodynamics. John Wiley & Sons, 1999. ISBN 0-471-30932-X
• Ishfaq Ahmad, D.Sc. "Measurements of the Relative Oscillator Strengths using the Synchrotron Radiation" (PDF). Proceedings of the National Syposium on Frontier of Physics, National Centre for Theoretical Physics. Pakistan Physical Society. Consultado o 16 de xaneiro de 2012. 

Ligazóns externas

• Cosmic Magnetobremsstrahlung (synchrotron Radiation), by Ginzburg, V. L., Syrovatskii, S. I., ARAA, 1965
• Developments in the Theory of Synchrotron Radiation and its Reabsorption, de Ginzburg, V. L., Syrovatskii, S. I., ARAA, 1969
• Lightsources.org
• BioSync – un recurso para biólogos estruturais de instalacións de recollida de datos de alta enerxía
• X-Ray Data Booklet