La radiación sincrotrón (también conocida como radiación magnetobremsstrahlung ) es la radiación electromagnética que se emite 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 mediante 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 . [1]
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 , cuyo caso especial ultrarelativista es la radiación sincrotrón. La radiación emitida por partículas cargadas que se mueven de forma no relativista en un campo magnético se llama emisión de ciclotrón . [2] Para partículas en el rango levemente relativista (≈85% de la velocidad de la luz), la emisión se denomina radiación girosincrotrón . [3]
En astrofísica , la emisión de sincrotrón se produce, por ejemplo, debido al movimiento ultrarelativista de una partícula cargada alrededor de un agujero negro . [4] Cuando la fuente sigue una geodésica circular alrededor del agujero negro, la radiación sincrotrón se produce en órbitas cercanas a la fotosfera donde el movimiento está en el régimen ultra-relativista .
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La radiación 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 permitía observar directamente la radiación. [6]
Según lo relatado por Herbert Pollock: [7]
El 24 de abril, Langmuir y yo estábamos haciendo funcionar la máquina y, como de costumbre, intentábamos llevar al límite el cañón de electrones y su transformador de impulsos asociado. Se habían producido algunas chispas intermitentes y le pedimos al técnico que observara con un espejo alrededor de la pared protectora de hormigón. 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 llegamos 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 sincrotrón es el caso especial de partículas cargadas que se mueven a una velocidad relativista y sufren una aceleración perpendicular a su dirección de movimiento, típicamente en un campo magnético. En tal campo, la fuerza debida al campo es siempre 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 : [9] [10]
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 está polarizada linealmente cuando se observa en ese plano y polarizada 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 producirán 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 aproximadamente 10 13 veces la velocidad de los protones. [11]
La pérdida de energía por radiación de sincrotrón en los aceleradores circulares se consideró originalmente 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 intensos haces de radiación sincrotrón para la investigación. [12]
La radiación de sincrotrón también es generada por objetos astronómicos, típicamente donde los electrones relativistas giran 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 una de las herramientas más poderosas en el estudio de campos magnéticos extrasolares dondequiera que estén presentes partículas cargadas relativistas. La mayoría de las fuentes de radio cósmicas conocidas emiten radiación sincrotrón. A menudo se utiliza para estimar la fuerza 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 un chorro emitido por Messier 87 en 1956 por Geoffrey R. Burbidge , [15] quien lo vio como la confirmación de una predicción de Iosif S. Shklovsky en 1953. Sin embargo, ya había sido predicha antes (1950). ) de Hannes Alfvén y Nicolai Herlofson. [16] Las erupciones solares aceleran las partículas que se emiten de esta manera, como lo sugirió R. Giovanelli en 1948 y lo describió JH Piddington en 1952. [17]
TK Breus señaló que las cuestiones prioritarias en la historia de la radiación astrofísica sincrotrón son complicadas y escribió:
En particular, el físico ruso VL Ginzburg rompió sus relaciones con IS 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 KO Kiepenheuer y G. Hutchinson fueron ignorados por ellos. [ se necesita aclaración ] [18]
Se ha sugerido que los agujeros negros supermasivos producen radiación sincrotrón en "chorros", generados por la aceleración gravitacional de iones en sus campos magnéticos polares. El chorro más cercano observado 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. Como los chorros de alta velocidad emiten luz en cada punto de su trayectoria, la luz que emiten no se acerca al observador mucho más rápidamente que el propio chorro. La luz emitida durante cientos de años de viaje llega al observador en un período de tiempo mucho más corto, dando la ilusión de un viaje más rápido que la luz, a pesar de que en realidad no hay ninguna violación de la relatividad especial . [19]
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. Recientemente se ha observado radiación de rayos gamma de emisión pulsada procedente del Cangrejo hasta ≥25 GeV, [20] probablemente debido a la emisión sincrotrón de electrones atrapados en el fuerte campo magnético alrededor del púlsar. La polarización en la nebulosa del Cangrejo [21] a energías de 0,1 a 1,0 MeV ilustra esta propiedad típica de la radiación 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 sincrotrón. Los electrones de los rayos cósmicos que se mueven a través del medio interactúan con el plasma relativista y emiten radiación sincrotrón que se detecta en la Tierra. Las propiedades de la radiación permiten a los astrónomos hacer inferencias sobre la intensidad 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. [14]
Cuando una estrella explota en una supernova, las eyecciones más rápidas se mueven a velocidades semirelativistas de aproximadamente el 10% de la velocidad de la luz . [22] Esta onda expansiva hace girar electrones en campos magnéticos ambientales y genera una emisión de sincrotrón, revelando el radio de la onda expansiva en el lugar de la emisión. [23] 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 energía cinética del electrón. La emisión de radiosincrotrón 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. [24] [25]
