Astronomia neutrinowa - Uniwersytet Jagielloński

Transkrypt

Astronomia neutrinowa
W ramach wykładu z fizyki cząstek elementarnych
Andrzej Odrzywołek
Zakład Teorii Względności i Astrofizyki
Uniwersytet Jagielloński, Kraków
Środa, 28.04.2010, 8:30
A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA)
Wykład: astronomia neutrinowa
Środa, 28.04.2010, 8:30
1 / 24
Wstęp do astronomii neutrinowej
Co jest tematem „astronomii neutrinowej” ?
1
Jedynie 2 astronomiczne żródła neutrin zostały faktycznie
zaobserwowane: Słońce i supernowa SN 1987A w Obłoku Magellana
(karłowatej galaktyce satelitarnej Drogi Mlecznej).
2
Cała dziedzina sprowadza się do rozważania modeli teoretycznych oraz
planowania na ich podstawie przyszłych eksperymentów neutrinowych
3
ze względu na relatywnie krótki czas życia detektorów neutrin (maks.
100 lat dla SK, typowo kilka-kilkanascie lat) w porównaniu
z częstością istotnych zjawisk astrofizycznych (supernowych) postęp
w tej dziedzinie ma charakter w istocie losowy
Polecam artykuł przeglądowy:
A. Odrzywolek and A. Heger, Neutrino signatures of dying massive stars:
From main sequence to the neutron star, Acta Physica Polonica B (2010).
http://ribes.if.uj.edu.pl/psns/Publications/papers.html
Ponieważ obserwujemy Słońce, rozważymy w pierwszej kolejności emisję
Środa, 28.04.2010, 8:30
2 / 24
1
2
3
Środa, 28.04.2010, 8:30
2 / 24
1
2
3
Środa, 28.04.2010, 8:30
2 / 24
Neutrina z gwiazd innych niż Słońce
Emisja neutrin ze Słońca a emisja masywniejszych gwiazd
1016
1013
1010
107
104
10
0.1
0.2
0.5
1.0
2.0
5.0
10.0
Widma neutrin z CNO pochodzą z rozpadu
13
20.0
β+
jąder
13 N, 15 O
i
17 N,
np:
N →13 C + e + + νe
Środa, 28.04.2010, 8:30
3 / 24
Neutrina z gwiazd innych niż Słońce
Emisja neutrin ze Słońca a emisja masywniejszych gwiazd
1016
1013
1010
107
104
10
0.1
0.2
0.5
1.0
2.0
5.0
10.0
Widma neutrin z CNO pochodzą z rozpadu
13
20.0
β+
jąder
13 N, 15 O
i
17 N,
np:
N →13 C + e + + νe
Środa, 28.04.2010, 8:30
3 / 24
Neutrina z gwiazd innych niż Słońce (2)
Emisja neutrin ze wszystkich gwiazd w Galaktyce
1
sumaryczna emisja wszystkich gwiazd wygląda podobnie do emisji
z cyklu CNO
2
całkowity strumień jest bardzo mały i zdominowany przez emisję
Słońca
3
neutrina te prawdopodobnie przychodzą wyłącznie z wąskiego pasa w
płaszczyżnie dysku Galaktyki
4
potencjalna ich detekcja wymaga radykalnych i niedostępnych
rozwiązań technicznych jak (1) kierunkowa detekcja neutrin (2)
budowa detektora neutrin np. na Plutonie
5
powyższe informacje pochodzą z książki J. Bahcala „Neutrino
astrophysics”, który poświęcił tematowi 2 strony
6
faktycznie zagadnienie pozostaje niezbadane - ciekawy temat dla
studenta lub początkującego naukowca
Środa, 28.04.2010, 8:30
4 / 24
1
z cyklu CNO
2
Słońca
3
4
5
6
Środa, 28.04.2010, 8:30
4 / 24
1
z cyklu CNO
2
Słońca
3
4
5
6
Środa, 28.04.2010, 8:30
4 / 24
1
z cyklu CNO
2
Słońca
3
4
5
6
Środa, 28.04.2010, 8:30
4 / 24
1
z cyklu CNO
2
Słońca
3
4
5
6
Środa, 28.04.2010, 8:30
4 / 24
1
z cyklu CNO
2
Słońca
3
4
5
6
Środa, 28.04.2010, 8:30
4 / 24
Emisja neutrinowa po zakończeniu spalania wodoru
Zakończenie spalania wodoru
podczas spalania wodoru emitowana jest gigantyczna ilość neutrin
elektronowych νe ; tylko w wybuchu supernowej jest ich emitowanych
więcej
spowodowane jest to przekształceniem materii zawierającej prawie
wyłącznie protony (wodór) w materią zawierającą równe ilości
protonów i neutronów (4 He) — zamiana protonu w neutron wymaga
emisji neutrina: p + e − → n + νe , a więc oddziaływań słabych
po zakończeniu spalania H, jądro gwiazdy kurczy się aż do momentu
zapłonu He (o ile gwiazda jest wystarczająco masywna)
Środa, 28.04.2010, 8:30
5 / 24
Neutrina podczas spalania He
Co wiadomo o emisji neutrin na etapie „czerwonego olbrzyma”?
postawową reakcją jest łączenie się 3 cząstek α(≡4 He):
3α →12 C
jest to reakcja zachodząca przez oddziaływania silne – emisja neutrin
nie zachodzi
gwiazda nie jest całkowicie „ciemna” w neutrinach; zachodzi emisja:
(1) z rozpadu plazmonu (2) cyklu CNO w warstwie otaczającej jądro
(3) procesu s, czyli powolnego wychwytu neutronu i rozpadów β − (4)
spalania 14 N (tzw. błysk azotowy, ang. nitrogen flash)
ponownie, widmo neutrin i (po raz pierwszy w życiu gwiazdy)
antyneutrin, nie zostało jak dotąd zbadane
Środa, 28.04.2010, 8:30
6 / 24
Anihilacja par
Radykalne zmiany po zakończeniu spalania He (helu)
spalanie węgla, tlenu itp. wymaga bardzo wysokich temperatur:
prędkości muszą być na tyle duże aby pokonać odpychanie
elektrostatyczne
skutkiem ubocznym wysokiej temperatury (109 K) jest produkcja par
elektron-pozyton
ilość pozytonów jest znikoma, np. 10−7 i natychmiast anihilują one
produkując fotony
zgodnie z Modelem Standardowym oddziaływań elektrosłabych, każdy
proces który produkuje foton, może w jego miejsce z pewnym bardzo
małym prawdopodobieństwem wyemitować parę ν − ν̄
jednym z takich procesów jest anihilacja par e + e − na neutrina:
e + + e − → ν + ν̄
Środa, 28.04.2010, 8:30
7 / 24
Etap „gwiazdy neutrinowej”
Gwiazda chłodzona neutrinowo
skutek anihilacji z produkcją neutrin jest dramatyczny: zamiast powoli
dyfundować ku powierzchni przez setki tysięcy lat, energia jest
usuwana z wnętrza gwiazdy natychmiastowo (a faktycznie z
prędkością światła) przez neutrina
całkowita jasność neutrinowa na początku spalania C jest około 20
razy większa niż fotonowa (dla Słońca czynnik ten wynosi 0.02); na
ostatnim etapie spalania Si jest już nawet 1012 (!) razy większa
kolejnym skutkiem emisji neutrin jest gwałtowne przyspieszenie
ewolucji gwiazdy, od milionów lat spalania H, poprzez setki lat
spalania C, miesiące spalania O aż do kiku dni spalania Si
ogromna jasność neutrinowa pozwala przypuszczać, że kolejnym
obiektem faktycznie obserwowanym w neutrinach będzie być może
pre-supernowa
Środa, 28.04.2010, 8:30
8 / 24
Kilka ilustracji na temat pre-supernowych
Środa, 28.04.2010, 8:30
9 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
9 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
9 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
9 / 24
Ostatnie godziny do wybuchu supernowej
Środa, 28.04.2010, 8:30
10 / 24
Jak dochodzi do kolapsu grawitacyjnego?
Utrata stabilnosci i masa Chandrasekhra
„żelazo” jest jednym z najsilniej związanych jąder – dalsze reakcje nie
produkują już energii
jądro gwiazdy jest de facto gorącym białym karłem, podtrzymywanym
przez ciśnienie zdegenerowanego (kwantowego) gazu elektronowego
istnieje graniczna masa MCh , powyżej której gwiazda zapada się
przyczyny zamiany MCh to: (1) usuwanie elektronów które zmieniają
się w neutrina (2) chłodzenie neutrinowe (3) przyrost masy
Środa, 28.04.2010, 8:30
11 / 24
Jak dochodzi do wybuchu supernowej?
Współczesna teoria eksplozj supernowej typu implozyjnego
(ang. core-collapse supernowa)
Odwrócenie kolapsu i wywołanie eksplozji nie jest czymś oczywistym. Jest
to jeden z najistotniejszych problemów współczesnej astrofizyki!
Poniżej prezentuję tzw. mechanizm neutrinowy:
jądro zapada się momentalnie (praktycznie spadek swobodny) w
czasie kilkunastu milisekund
zapadanie ulega zatrzymaniu przez siły jądrowe („stykające się
neutrony”) oraz ciśnienie gazu zdegenerowanych neutrin, które
zostają złapane w protogwieździe neutronowej
nagłe zastopowanie gazu poruszającego się z prędkościami
naddźwiękowymi powoduja powstanie bardzo silnej fali akustycznej,
niemal natychmiast przechodzącej w falę uderzeniową
fala uderzeniowa porusza się „pod prąd” spadającej materii, powoli
przesuwając się na zewnątrz
Środa, 28.04.2010, 8:30
12 / 24
Jak dochodzi do wybuchu supernowej?
Mechanizm neutrinowy c.d.
po czasie rzędu 0.1 sekundy, dochodzi do sytuacji w której fala
uderzeniowa pozostaje w niezmiennej odległości kilkuset kilometrów
od środka
równocześnie protogwiazda neutronowa, początkowo o promieniu
60 km kurczy się aż do 10 km; wyzwolona energia grawitacyjna rzędu
100 foe jest w całości emitowana pod postacią neutrin
strumień neutrin przekazuje 1% swojego pędu i energii materii
krążącej za (będącą w fazie stagnacji) falą uderzeniową
ostatecznie, fala uderzeniowa mozolnie wydostaje się na powierzchnię
(po czasie typowo kilku godzin); w momencie jej wyjścia w przestrzeń
pojawia się krótkotrwały błysk promieniowania UV i X
Środa, 28.04.2010, 8:30
13 / 24
Kilka animacji pokazujących mechanizm neutrinowy
wybuchu supernowej
Środa, 28.04.2010, 8:30
14 / 24
Emisja neutrin związana z wybuchem supernowej
Środa, 28.04.2010, 8:30
15 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
15 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
15 / 24
Detekcja neutrin z SN 1987A
detekcja (kikunastu) neutrin z supernowej SN1987A w Obłoku
Magellana jest jednym z największych osiągnięć fizyki doświadczalnej
XX wieku oraz potwierdzeniem naszej wiedzy w dziedzinie fizyki
teoretycznej
była to detekcja neutrin emitowanych podczas kurczenia się
protogwiazdy neutronowej
anomalny charakter: niektórzy astrofizycy wręcz umieszczają ją w
osobnej kategorii zawierającej tylko SN1987A
był to prawdopodobnie skutek zlania się 2 gwiazd w jedną
obecne możliwości techniczne są znacznie większe; pechowo, od 20
lat do wybuchu supernowej w Galaktyce nie doszło
Polecam zapoznanie się z referatami dotyczącymi historii związanej z
SN1987A na http://sn1987a-20th.physics.uci.edu/
Środa, 28.04.2010, 8:30
16 / 24
Przyszła supernowa (?)
Współczesne możliwości techniczne detekcji neutrin z supernowej
1
detektor Super-Kamiokande nie jest w stanie obserwować supernowej
bliżej niż 2 kpc: zostanie „oślepiony” (!)
2
spodziewane ilości zdarzeń z 10 kpc liczone są w tysiącach
3
powoli zaczyna rozważać się detekcję neutrin z pozostałych faz
wybuchu, a także supernowych pozagalaktycznych
4
szczególnie interesujące byłyby obserwacje strumienia neutrin długo
(minuty) po powstaniu protogwiazdy neutronowej: niektóre modele
przewidują opóźnione powstanie czarnej dziury, a więc
natychmiastowy zanik emisji neutrinowej
Środa, 28.04.2010, 8:30
17 / 24
Neutrina kosmologiczne
Reliktowe promieniowanie tła
Pozostałością po Wielkim Wybuchu jest tzw. CMB (ang. Cosmic
Microwave Background):
Analogiczne tło musi istnieć pod postacią neutrin!
Środa, 28.04.2010, 8:30
18 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
18 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
18 / 24
Neutrina kosmologiczne (2)
Powstanie neutrin reliktowych
począwszy od czasu rzędu minut po Wielkim Wybuchu (tuż po
zakończeniu nukleosyntezy kosmologicznej) cząstkami pozostającymi
w równowadze termodynamicznej były: fotony, neutrina, elektrony
oraz ich „antycząstki”
z definicji równowagi termicznej temperatury wszystkich tych cząstek
były identycze
w miarę ochładzania się Wszechświata, pary e + e − ulegały częściej
anihilacji na fotony, aż ostatecznie zniknęły całkowicie
energia pochodząca z anihilacji podwyższyła temperaturę gazu
fotonowego
obecnie Tν =
p
3
4/11Tγ ; Tγ =2.725 K, Tν =1.95 K.
cudzysłów sygnalizuje trudności z opisem: nie jest nadal jasne jakie są
masy neutrin, czy mogą one być swoimi antycząstkami, jaki jest
status ewentualnych neutrin prawoskrętnych
Środa, 28.04.2010, 8:30
19 / 24
Neutrina kosmologiczne (3)
Własności neutrin reliktowych
obecnie Tν =1.95 K.
gęstość neutrin reliktowych nν ' 56/cm3
strumień przechodzący przez każdą powierzchnię: nν c ' 1.7 × 1012
s−1 cm−2 ; c=299792458 m/s - prędkość światła
widmo energetyczne przy założeniu, że neutrina są bezmasowe oraz
ich potencjał chemiczny µν ≡ 0:
λ(Eν ) ∝
Eν2
1 + e Eν /kT
ich średnia energia hEν i = 3.15kT = 5.3 × 10−4 eV (!) –
energia jest ekstremalnie niska: w grę wchodzi wyłącznie detekcja
pośrednia jako tzw. gorąca ciemna materia
Wyzwanie XXI wieku: http://cerncourier.com/cws/article/cern/27963
Środa, 28.04.2010, 8:30
20 / 24
Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (1)
znacznie łatwiejsze wydają się do wykrycia antyneutrina ν̄e
wyemitowane przez wszystkie supernowe które eksplodowały w historii
Wszechświata
ich strumień jest znacznie mniejszy (10 s−1 cm−2 ), ale ich energie
wystarczające dla współczesnych detektorów, rzędu 10 MeV
w detekcji przeszkadzają geoneutrina i neutrina reaktorowe
(produkowane przez elektrownie, łodzie podwodne itp.)
Środa, 28.04.2010, 8:30
21 / 24
Flux @cm-2 s-1 MeV-1 D
Diffuse Supernova Neutrino Background
Czarny - geoneutrina HΝe L
Czerwony - DSNB
1010
107
104
10
0.01
10-5
0.1
0.5 1.0
5.0 10.0
Anti-neutrino energy @MeVD
50.0100.0
Środa, 28.04.2010, 8:30
22 / 24
Przy odpowiednim wyborze zakresu energii jedynym źródłem sygnału
są antyneutrina z kosmologicznych supernowych.
Pozwoli to na ich wykrycie przy uzyciu nowej generacji detektorów
typu LENA, Memphys, Gadzooks itp.
Ich niewykrycie podważyłoby współczesne poglądy na historię
formowania się pierwszych gwiazd.
Środa, 28.04.2010, 8:30
23 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
23 / 24
Środa, 28.04.2010, 8:30
23 / 24
Dodatkowe źródła
http://ribes.if.uj.edu.pl/psns/index.html
A. Odrzywolek, Kiedy eksploduje Betelgeza? (When will the star Betelgeuse
explode?), Foton , Numer 109, 15–19, Zima 2009.
A. Odrzywołek, Polski model supernowej (Polish supernova model) , Foton ,
Numer 102, 4-13, Jesień 2008.
A. Odrzywołek, Astrofizyka i Ogólna Teoria Względności w Krakowie
(Astrophysics and General Theory of Relativity in Cracow) , Foton , Numer
99, 21-22, Zima 2007.
A. Odrzywołek, „TURBULENCJA” W EKSPLOZJACH SUPERNOWYCH
(”Turbulence” in supernova explosions) , Prace Komisji Astrofizyki PAU
(ISSN 1732-2677) , 12, 21-37, 2008.
A. Odrzywołek, 400 lat bez eksplozji supernowej. Kiedy nastepna? , Prace
Komisji Astrofizyki PAU (ISSN 1732-2677) , 10, 73-136, 2006.
Do pobrania w sekcji „Artykuły na tematy astrofizyczne [PL]”:
Środa, 28.04.2010, 8:30
24 / 24

Astronomia neutrinowa - Uniwersytet Jagielloński

Transkrypt

Podobne dokumenty