La radiación de sincrotrón (también conocida como magnetobremsstrahlung ) es la radiación electromagnética emitida cuando partículas cargadas relativistas se someten a una aceleración perpendicular a su velocidad ( a ⊥ v ). Se produce artificialmente en algunos tipos de aceleradores de partículas o de forma natural por electrones rápidos que se mueven a través de campos magnéticos. La radiación producida de esta manera tiene una polarización característica , y las frecuencias generadas pueden abarcar una gran parte del espectro electromagnético . [1]
La radiación de sincrotrón es similar a la radiación de frenado , 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 de sincrotrón es el caso especial ultrarrelativista. La radiación emitida por partículas cargadas que se mueven de manera no relativista en un campo magnético se denomina emisión ciclotrón . [2] Para partículas en el rango ligeramente relativista (≈85% de la velocidad de la luz), la emisión se denomina radiación giro-sincrotrón . [3]
En astrofísica , la emisión de sincrotrón ocurre, por ejemplo, debido al movimiento ultrarrelativista de una partícula cargada alrededor de un agujero negro . [4] Cuando la fuente sigue una geodésica circular alrededor del agujero negro, la radiación de sincrotrón ocurre en órbitas cercanas a la fotosfera donde el movimiento está en el régimen ultrarrelativista .
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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 . [5] 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. [6]
Como lo relata Herbert Pollock: [7]
El 24 de abril, Langmuir y yo estábamos haciendo funcionar la máquina y, como de costumbre, estábamos tratando de llevar al límite el cañón de electrones y su transformador de pulso asociado. Se habían producido algunas chispas intermitentes y le pedimos al técnico que observara con un espejo alrededor de la pared de hormigón protectora. Inmediatamente hizo una señal para apagar el sincrotrón porque "vio un arco en el tubo". El vacío seguía siendo excelente, así que Langmuir y yo nos acercamos al final de la pared y observamos. Al principio pensamos que podría deberse a la radiación de Cherenkov , pero pronto quedó más claro que estábamos viendo la radiación de Ivanenko y Pomeranchuk . [8]
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 velocidad relativista y experimentan una aceleración perpendicular a su dirección de movimiento, típicamente en un campo magnético. En un campo de este tipo, la fuerza debida al campo es siempre perpendicular tanto a la dirección del movimiento como a la dirección del campo, como lo demuestra la ley de fuerza de Lorentz .
La potencia transportada por la radiación se encuentra (en unidades del SI ) mediante la fórmula relativista de Larmor : [9] [10]
dónde
La fuerza sobre el electrón emisor está dada por la fuerza de Abraham-Lorentz-Dirac .
Cuando la radiación es emitida por una partícula que se mueve en un plano, la radiación está polarizada linealmente cuando se observa en ese plano, y circularmente cuando se observa desde un ángulo pequeño. Sin embargo, considerando la mecánica cuántica, esta radiación se emite en paquetes discretos de fotones y tiene efectos significativos en los aceleradores llamados excitación cuántica . Para una aceleración dada, la energía promedio de los fotones emitidos es proporcional a y la tasa de emisión a .
Los aceleradores circulares siempre producen radiación giromagnética a medida que 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 de masa, el factor de en la fórmula para la potencia emitida significa que los electrones irradian energía a una velocidad de aproximadamente 10 13 veces la de los protones. [11]
En un principio, la pérdida de energía de la radiación de sincrotrón en los aceleradores circulares se consideraba una molestia, ya que se debía 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. [12]
La radiación de sincrotrón también es generada por objetos astronómicos, típicamente donde los electrones relativistas se mueven en espiral (y por lo tanto cambian de velocidad) a través de campos magnéticos. Dos de sus características incluyen los espectros de energía de ley de potencia y la polarización. [13] Se considera que es una de las herramientas más poderosas en el estudio de los campos magnéticos extrasolares donde hay partículas cargadas relativistas. La mayoría de las fuentes de radio cósmicas conocidas emiten radiación de sincrotrón. A menudo se utiliza para estimar la intensidad de grandes campos magnéticos cósmicos, así como para analizar el contenido de los medios interestelares e intergalácticos. [14]
Este tipo de radiación fue detectada por primera vez en la Nebulosa del Cangrejo en 1956 por Jan Hendrik Oort y Theodore Walraven, [15] y unos meses después en un chorro emitido por Messier 87 por Geoffrey R. Burbidge [16] . Fue la confirmación de una predicción de Iosif S. Shklovsky en 1953. Sin embargo, había sido predicha antes (1950) por Hannes Alfvén y Nicolai Herlofson. [17] Las erupciones solares aceleran las partículas que se emiten de esta manera, como sugirió R. Giovanelli en 1948 y describió JH Piddington en 1952. [18]
TK 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 relaciones con I. S. Shklovsky y no volvió a hablar con él durante 18 años. En Occidente, Thomas Gold y Sir Fred Hoyle se pelearon con H. Alfven y N. Herlofson, mientras que KO Kiepenheuer y G. Hutchinson fueron ignorados por ellos. [ Aclaración necesaria ] [19]
Se ha sugerido que los agujeros negros supermasivos producen radiación de sincrotrón en forma de "chorros", generados por la aceleración gravitacional 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 tal como se observa 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 trayectoria 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 del hecho de que en realidad no hay violación de la relatividad especial . [20]
Una clase de fuentes astronómicas donde la emisión de sincrotrón es importante son las nebulosas de viento de púlsar , también conocidas como pleriones , de las cuales la nebulosa del Cangrejo y su púlsar asociado son arquetipos. La radiación de rayos gamma de emisión pulsada del Cangrejo se ha observado recientemente hasta ≥25 GeV, [21] 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 [22] a energías de 0,1 a 1,0 MeV, ilustra esta propiedad típica de la radiación de sincrotrón.
Gran parte de lo que se sabe sobre el entorno magnético del medio interestelar y del medio intergaláctico se deriva de observaciones de la radiación de sincrotrón. Los electrones de los 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 fuerza del campo sin conocer la densidad electrónica relativista. [14]
Cuando una estrella explota en una supernova, los eyectos más rápidos se mueven a velocidades semirrelativistas, aproximadamente el 10% de la velocidad de la luz . [23] Esta onda expansiva hace girar a los electrones en campos magnéticos ambientales y genera emisión de sincrotrón, revelando el radio de la onda expansiva en el lugar de la emisión. [24] 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 ocurren justo antes de la muerte estelar. [25] [26]
