• Nie Znaleziono Wyników

Podstawy astrofizyki i astronomii

N/A
N/A
Protected

Academic year: 2021

Share "Podstawy astrofizyki i astronomii"

Copied!
69
0
0

Pełen tekst

(1)

Podstawy astrofizyki i astronomii

Andrzej Odrzywołek

Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ

5 czerwca 2018

0.1 0.5 1 5 10

0.1 10 1000 105 107 109 1011

Eν[MeV]

Fν[cm-2s-1MeV-1] pp

8B CNO13N CNO15O CNO17F 7Be 7Be hep

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(2)

Teoria supernowych termojądrowych

(ang. thermonuclear supernova)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(3)

Czym jest supernowa termojądrowa ?

Upraszczając, SN Ia to po prostu gigantyczna bomba termojądrowa. Aby doszło do wybuchu potrzebujemy:

1 materiał wybuchowy w ilości rzędu 1 Md

2 zapalnik, działający z opóźnieniem wielu miliardów lat

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(4)

Teoria supernowych termojądrowych

Supernowe termojądrowe (typ Ia) są odmiennym od implozyjnych zjawiskiem astrofizycznym, przy ich modelowaniu nie natrafiono na fundamentalne trudności.

Jednak z powodu zastosowania w kosmologii jako indykatorów odległości, od teorii oczekujemy konkretnych i precyzyjnych informacji.

Pytanie I: co wybucha jako SN typu Ia?

1 akreujący biały karzeł w układzie podwójnym ze zwykłą gwiazdą (mechanizm opóźniający: akrecja)

2 układ podwójny dwóch białych karłów (mechanizm opóźniający: fale grawitacyjne)

3 pojedynczy, np: szybko rotujący, biały karzeł lub samozapłon w wyniku niestandardowych procesów fizycznych (mechanizm opóźniający: spowolnienie obrotu, małe prawdopodobieństwo)

Pytanie II: w jaki sposób przebiega wybuch?

1 deflagracja (płomień termojądrowy)

2 detonacja (zapłon na froncie fali uderzeniowej)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(5)

Ewolucja gwiazd podwójnych

Kluczowe fakty wynikające z teorii ewolucji gwiazd pojedynczych w układzie podwójnym, bardziej masywny składnik ewoluuje szybciej w związku z powyższym, pierwszy staje się czerwonym olbrzymem i wypełnia powierzchnię Roche’a

dochodzi do transferu masy, zmian orbity i zmian w rozmiarze strefy Roche’a Gromadzenie się wodoru na powierzchni białego karła na ogół prowadzi do kwazi-okresowych eksplozji, które obserwujemy jako gwiazdy nowe. W wyniku tego, biały karzeł może zyskiwać na masie na masie, co może doprowadzić do osiągnięcia masy zapłonu. Masa ta jest na ogół różna od masy Chandrasekhara. Dla białych karłów He jest niska (M=0.7Md), a dla białego karła C/O:

MCO“ 1.38Mdă MCh“ 1.45Md

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(6)

Masa zapłonu i smouldering

˛ MZAMSrMds MWDrMds MexplrMds MCh

He 0.08 . . . 2.25 0.45 0.7 1.440

C+O 2.25 . . . 10 0.6 . . . 1.2 1.39 1.412 O+Ne+Mg 8 . . . 11.5 1.15. . . 1.3 1.39 1.405

dla białych karłów He oraz C/O zapłon zachodzi dla masy bezpiecznie niższej od MCh

w przypadku ONeMg sprawa jest dyskusyjna (kolaps czy wybuch?)

Przez „1000 lat przed wybuchem w centrum materia „tli się” (ang: smouldering, simmering), chłodzona neutrinowym rozpadem plazmonu i konwekcją. W momencie gdy tempo produkcji energii staje się zbyt duże pojawia się powierzchnia nieciągłości:

płomień termojądrowy (ang. thermonuclear flame).

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(7)

Model W7

Aby dopasować produkcję pierwiastków do obserwacji wykonano serię obliczeń z różnymi prędkościami spalania vs. Najlepszy okazał się model W7 Nomoto dla którego:

vs» 0.3cs

gdzie csto prędkość dźwięku. Fizyka/chemia zna dwa mechanizmy spalania:

deflagracja, vs! cs

detonacja, vs» cs

W obu przypadkach mamy do czynienia z przemieszczającą się powierzchnią nieciągłości. Różnica polega na produkcji dodatkowej energii za frontem.

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(8)

Deflagracja i detonacja

Deflagracja

płomień rozchodzący się poprzez przewodnictwo cieplne

prędkość na poziomie vs» 0.01cs

gaz rozpręża się w trakcie palenia spalanie częściowe

produkowane wszystkie pierwiastki pomiędzy C/O a Fe

Detonacja

zapłon na froncie fali uderzeniowej naddźwiękowa prędkość czoła fali vsě cs

materia „nie wie”, że zbliża się fala detonacyjna

spalanie całkowite produkowane głównie Fe

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(9)

Deflagracja i detonacja

Deflagracja

płomień rozchodzący się poprzez przewodnictwo cieplne

prędkość na poziomie vs» 0.01cs

gaz rozpręża się w trakcie palenia spalanie częściowe

produkowane wszystkie pierwiastki pomiędzy C/O a Fe

Detonacja

zapłon na froncie fali uderzeniowej

naddźwiękowa prędkość czoła fali vsě cs

materia „nie wie”, że zbliża się fala detonacyjna

spalanie całkowite produkowane głównie Fe

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(10)

Deflagracja i detonacja

Deflagracja

płomień rozchodzący się poprzez przewodnictwo cieplne

prędkość na poziomie vs» 0.01cs

gaz rozpręża się w trakcie palenia spalanie częściowe

produkowane wszystkie pierwiastki pomiędzy C/O a Fe

Detonacja

zapłon na froncie fali uderzeniowej

naddźwiękowa prędkość czoła fali vsě cs

materia „nie wie”, że zbliża się fala detonacyjna

spalanie całkowite produkowane głównie Fe

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(11)

Deflagracja i detonacja

Deflagracja

płomień rozchodzący się poprzez przewodnictwo cieplne

prędkość na poziomie vs» 0.01cs

gaz rozpręża się w trakcie palenia spalanie częściowe

produkowane wszystkie pierwiastki pomiędzy C/O a Fe

Detonacja

zapłon na froncie fali uderzeniowej

naddźwiękowa prędkość czoła fali vsě cs

materia „nie wie”, że zbliża się fala detonacyjna

spalanie całkowite produkowane głównie Fe

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(12)

Deflagracja i detonacja

Deflagracja

płomień rozchodzący się poprzez przewodnictwo cieplne

prędkość na poziomie vs» 0.01cs

gaz rozpręża się w trakcie palenia spalanie częściowe

produkowane wszystkie pierwiastki pomiędzy C/O a Fe

Detonacja

zapłon na froncie fali uderzeniowej

naddźwiękowa prędkość czoła fali vsě cs

materia „nie wie”, że zbliża się fala detonacyjna

spalanie całkowite produkowane głównie Fe

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(13)

Próby uzgodnienia z fizycznymi procesami spalania

zwiększenie efektywności spalania przez pofałdowanie płomienia [YouTube]

[YouTube]

zwiększenie liczby punktów zapłonu przejście spalania w detonację

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(14)

Przykład modelu deflagracji

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(15)

Przykład modelu deflagracji

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(16)

Przykład modelu deflagracji

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(17)

Przykład modelu deflagracji

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(18)

Przykład modelu deflagracji

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(19)

Przykład modelu deflagracji

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(20)

Przykład modelu z opóźnioną detonacją

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(21)

Przykład modelu z opóźnioną detonacją

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(22)

Przykład modelu z opóźnioną detonacją

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(23)

Przykład modelu z opóźnioną detonacją

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(24)

Przykład modelu z opóźnioną detonacją

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(25)

Przykład modelu z opóźnioną detonacją

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(26)

Przykład modelu z opóźnioną detonacją

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(27)

Animacje w czasie rzeczywistym:

[n7]

[y12]

Bardziej efektowna wizualizacja: [YouTube]

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(28)

SN 2011fe & SN2014J versus iPTF14atg

Obserwacje pobliskich supernowych wykluczyły zarówno istnienie drugiego składnika typu czerwonego olbrzyma, jak i mgławicy po wcześniejszych eksplozjach nowych.

Wyniki są konsystentne z eksplozją białego karła w ośrodku międzygwiazdowym. Brak śladów H, a nawet He w widmie.

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(29)

SN Ia jako świece standardowe

1 w „zerowym” przybliżeniu każda supernowa termojądrowa jest identyczna: masa zapłonu M » MChwynika bezpośrednio z praw fizyki (gaz fermionowy, fizyka jądrowa, OTW), skład jest stały: 50% C + 50 % O

2 obecnie jest jasne, że rozrzut występuje

3 około 85% supernowych to tzw. Branch-normals, reszta to przypadki anomalne

4 normalne przypadki wykazują bardzo silną korelację pomiędzy czasem świecenia a jasnością absolutną

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(30)

UWAGA 1: obserwowany z dużej odległości czas wybuchu, podlega

kosmologicznej dylatacji czasu; dla przesunięcia ku czerwieni z wybuch oglądamy w tempie zwolnionym 1 ` z razy

UWAGA 2: korelacja jest czysto obserwacyjna; jej fizyczne przyczyny są nieznane a proponowane wyjaśnienia mają charakter spekulacyjny

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(31)

Supernowe PISN

Dla gwiazd o masie kilkudziesięciu Mdi większej, pojawiają się przynajmniej dwa istotne efekty fizyczne:

1 ciśnienie promieniowania zaczyna dominować, co powoduje, że musimy uwzględnić OTW

2 temperatury zbliżają się do kT „ mec2, co powoduje produkcję stale utrzymującej się pewnej liczby par e`e´

W efekcie równanie stanu zmienia się tak, że n ą 3, co skutkuje kolapsem grawitacyjnym, prawdopodobnie zatrzymanym przez wybuchowe spalanie w jądrze C/O o masie kilkudziesięciu Md. Byłby to brakujący czwarty typ supernowej:

termojądrowa wewnątrz masywnej otoczki H/He. Potencjalny (ale wątpliwy) przypadek to SN2007bi.

Obserwacje fal grawitacyjnych sugerują, że jądra He raczej kolapsują do czarnych dziur!

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(32)

Rozbłyski gamma

Impulsy promieniowania gamma i rentgenowskiego, pochodzenia kosmicznego, cechowane:

1 losowym rozkładem na niebie

2 częstością występowania 1/dzień

3 dwie klasy: krótkie (t ă2s) i długie t ą 2s (do kilku minut)

4 pojawiają się na odległościach „kosmologicznych”

5 przy założeniu izotropowej emisji sumaryczna energia eksplozji to nawet 1000 foe (100x hipernowa, „ 1Mdc2! )

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(33)

Rozbłyski gamma

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(34)

Rozbłyski gamma

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(35)

Rozbłyski gamma

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(36)

Rozbłyski gamma

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(37)

Długie rozbłyski gamma

krzywa „blasku” ma postać serii krótkich impulsów — ich liczba i cechy wydają się być zupełnie losowe (nie ma 2 identycznych)

obecnie jest jasne, że występują w galaktykach, w rejonach formowania się gwiazd w wielu przypadkach wykryto opóźnioną poświatę optyczną, często wyglądającą jak supernowa

obecnie twierdzi się, że strumień fotonów γ jest emitowany w stożku o kącie rozwarcia rzędu 4π{100, co redukuje wymaganą energię do poziomu 10 foe, czyli hipernowej

materia emitującą fotony porusza się z prędkościami bliskimi c, a czynnik Lorentza 1{a

1 ´ v2{c2jest rzędu kilkuset

pregenitorami są prawdopodobnie gwiazdy Wolfa-Rayeta, czyli pozbawione H a nawet He jądra masywnych gwiazd — są to więc typy Ib/c ale obserwowane wzdłuż osi rotacji

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(38)

Krótkie rozbłyski gamma

proponowany mechanizm to merger (zlanie się) 2 gwiazd neutronowych (NS+NS) lub układu NS+BH

układ podwójny zmniejsza rozmiary orbitalne na skutek emisji fal grawitacyjnych (inspiral )

efektem pośrednim jest czarna dziura otoczona dyskiem akrecyjnym wzdłuż osi obrotu wytwarzany jest tzw. dżet (jet), czyli silnie zogniskowany strumień promieniowania i materii

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(39)

Neutron star mergers (kilonova)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(40)

Neutron star mergers (kilonova)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(41)

Neutron star mergers (kilonova)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(42)

Neutron star mergers (kilonova)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(43)

Neutron star mergers (kilonova)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(44)

GRB, hipernowe, czarne dziury, cichy kolaps

Wybuch supernowej prowadzący do powstania gwiazdy neutronowej nie jest jedynym możliwym skutkiem kolapsu.

natychmiast lub z opóźnieniem (poprzez deleptonizację lub akrecję) może powstać czarna dziura

obecnie jasne jest, że długie rozbłyski gamma (ang: Gamma Ray Burst) to także supernowe, obserwowane wzdłuż osi obrotu

trudno obecnie wykluczyć możliwość, że mechanizm supernowej faktycznie czasem zawodzi, i niektóre masywne gwiazdy po prostu gasną pochłonięte przez czarną dziurę, która powstała w ich w centrum

Hipernowe

Wszystkie anomalnie jasne przypadki supernowych i ich modele zbiorczo określa się mianem hipernowych. Zwykle wiąże się je z:

powstaniem czarnej dziury w centrum bardzo szybką rotacją

polami magnetycznymi

asymetrią eksplozji obserwowanej pod uprzywilejowanym kątem produkcją jet-ów

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(45)

Słońce i Układ Słoneczny

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(46)

Słońce

niewyróżniająca się gwiazda Galaktyki

ze względu na bliskość kompleksowo przebadana eksperymentalnie i teoretycznie stale monitorowana, w niektórych aspektach (np: plamy słoneczne) od kilkuset lat występują w niej prawie wszystkie procesy istotne w teorii ewolucji gwiazd jest perfekcyjnie sferyczne (∆R{R » 7 ˆ 10´5) i bardzo wolno obraca się (raz na miesiąc)

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(47)

Słońce: widmo elektromagnetyczne

Słońce z dobrym przybliżeniem promieniuje jak ciało doskonale czarne. Widmo energetyczne (energia fotonu Eγ“ hν) promieniowania ma postać Plancka:

dL d phνq “ Ld

15 pπkTdq4

phνq3 ekT ´ 1

Temperaturę efektywną Td“ Teffdefiniujemy poprzez całkowitą moc

promieniowania, tak aby był spełniony wzór Stefana-Boltzmana Ld“ 4πRd2Td4. Stała słoneczna

Natężenie promieniowania w odległości d = 1 AU nazywamy stałą słoneczną:

Ld

4πd2 “ 1361W/m2

Faktyczna ilość energii na m2docierająca do powierzchni Ziemi jest zmienna i prawie 10 razy mniejsza.

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(48)

Widmo termiczne i obserwowane

500 1000 1500 2000 λ [nm]

0.5 1.0 1.5 2.0 F [W/m2/nm]

dF d λ “ Ld

4πd2 2πhc2

σT4 1 λ5

1 eλkThc ´ 1

, T “ 5877 K , d “ 1 AU, Ld“ 3.8 ¨ 1026W

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(49)

Plamy słoneczne

1870 1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010 2020

DATE AVERAGE DAILY SUNSPOT AREA (% OF VISIBLE HEMISPHERE)

0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5

1870 1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010 2020

DATE

SUNSPOT AREA IN EQUAL AREA LATITUDE STRIPS (% OF STRIP AREA) > 0.0% > 0.1% > 1.0%

90S 30S EQ 30N 90N

12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/BFLY.PDF HATHAWAY NASA/ARC 2015/03

DAILY SUNSPOT AREA AVERAGED OVER INDIVIDUAL SOLAR ROTATIONS

http://www.leif.org/research/Prediction-of-SC25.pdf

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(50)

Plamy słoneczne

http://www.leif.org/research/Prediction-of-SC25.pdf

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(51)

Plamy słoneczne

http://www.leif.org/research/Prediction-of-SC25.pdf

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(52)

Rotacja Słońca

Podstawowe fakty:

1 okres obrotu na równiku T » 25 dni

2 dla porównania: okres orbity tuż nad powierzchnią Słońca

2π{

dGMd

Rd3 » 2.7 godziny

3 Słońce obraca się ponad 200 razy wolniej niż to możliwe

4 rotacja ma charakter różnicowy: obrót na równiku jest szybszy (T=25 dni) niż na biegunach (Tą30 dni)

5 rotacja zmienia się z odległością od centrum

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(53)

Rotacja Słońca

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(54)

Rotacja Słońca

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(55)

Cykl magnetycznej aktywności Słońca i Ziemi

Pełny cykl aktywności obejmuje dwa maksima aktywności ze zmianą biegunów magnetycznych, po czym pole magnetyczne wraca do pozycji wyjściowej.

dla Słońca pełny cykl wynosi 2 ˆ 11 “ 22 lata

analogiczne zjawisko przebiegunowania pola magnetycznego Ziemi zachodzi w kwaziperiodyczny sposób z czasem od 700 tysięcy do 2 milionów lat. Ostatnie miało miejsce 780 tyś. lat temu.

podobne zjawisko obserwujemy dla innych gwiazd

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(56)

Emisja neutrinowa Słońca

Obliczenie widma energetycznego neutrin słonecznych wymaga bardzo szczegółowego rozpatrzenia spalania wodoru:

cykl ppI cykl ppII cykl ppIII cykl CNO

Wszystkie neutrina (w tym pp i hep) pochodzą z rozpadów β jąder. W Słońcu występują dwa typy takich reakcji, na przykład:

1 ppII : wychwyt elektronu (neutrina berylowe, pep)

7Be ` e´Ñ7Li ` νe 2 ppIII : rozpad β`(neutrina borowe, pp, hep, CNO)

8B Ñ8Be ` e`` νe

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(57)

Cykl pp

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(58)

Typy widma neutrinowego ze Słońca

ciągłe liniowe

rozpad β` 8B, pp, hep, CNO —

wychwyt ´ — pep,7Be

Reakcja hep jest analogiczna do pp:

3He ` p Ñ4He ` e`νe

W cyklu CNO pojawiają się neutrina z rozpadów13N,15O oraz17F.

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(59)

Widmo (anty)neutrinowe z rozpadu neutronu

Funkcyjną postać widma neutrinowego można łatwo zrozumieć analizując rachunek dotyczący prostszych procesów, np:

rozpad β neutronu:

n Ñ p ` e´` ¯νe

rozpad β mionu:

µ Ñ e´` ¯νe` νµ

W ogólności prawdopodobieństwo rozpadu β wynosi:

~ ż

xin|H|outy2δpEin´ EoutqdNedNνdNout

Z rozpadu µ otrzymujemy wartość stałej sprzężenia oddziaływań słabych, stałą Fermiego GF, natomiast z czasu rozpadu neutronu wartość xin|H|outy2dla procesów z udziałem protonów, neutronów, elektronów i neutrin. Dalej zakładam, że

xin|H|outy29M2jest znaną wielkością liczbową.

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(60)

Widmo (anty)neutrinowe z rozpadu neutronu

Zakładam, że proton i neutron spoczywa, czyli ilość stanów końcowych protonu wynosi 1. Pozostaje całkowanie po ilości stanów końcowych elektronów dNe“ d3pe{h3i neutrin dNν“ d3pν{h3:

ż

δpmn´ mp´ Ee´ Eνqd3ped3pν.

Przechodzimy do układu sferycznego i całkując po wszystkich kierunkach elektronów i neutrin mamy:

ż

δpmn´ mp´ Ee´ Eνq4πp2edpe4πp2νdpν.

Dla elektronów Ee2´ p2e“ m2e, dla neutrin Eν“ pc(c “ 1). Całkowanie delty Diraca sprowadza się do wyrugowania energii elektronu, bądź neutrina. W teorii rozpadu β na ogół ruguje się Eν, my robimy odwrotnie:

Ee“ Q ´ Eν, gdzie: Q “ pmn´ mpqc2 czyli całkowite tempo rozpadu jest proporcjonalne do:

λ9 żQ´me

0

b

pQ ´ Eνq2´ m2epQ ´ EνqEν2dEν

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(61)

Widmo neutrin z procesów β

Wynik uogólniony na przypadek, gdy elektrony tworzą gaz Fermiego:

Wychwyt elektronu:

dFν

d Eν

9Eν2pEν´ ∆Qqa

pEν´ ∆Qq2´ me2

1 ` exp rpEν´ ∆Q ´ µq{kT s ΘpEν´ ∆Q ´ meq (1) Rozpad β`:

dFν

d Eν

9Eν2p∆Q ´ Eνqa

pEν´ ∆Qq2´ me2

1 ` exp pEν´ ∆Q ` µq{kT Θp∆Q ´ me´ Eνq (2) W przypadku Słońca gaz elektronowy jest niezdegenerowany (µ “ 0), a jego

temperatura znacznie niższa niż różnice mas jąder (∆Q " kT ). Powoduje to, że pierwsze widmo wygląda prawie jak δ Diraca, natomiast drugie to prosta funkcja algebraiczna (licznik we wzorze powyżej).

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(62)

Widmo neutrin berylowych

2 4 6

EΝ-DQ-me@keVD 0.1

0.2 0.3 0.4 Normalized Νespectrum

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(63)

Widmo neutrin berylowych

0 500 1000 1500 2000 2500

0 1. ´ 10-155 2. ´ 10-155 3. ´ 10-155 4. ´ 10-155 5. ´ 10-155

EΝ @keVD Phasespacefactor@arb.unitsD kT=1.35 keV, Μ=0

0 500 1000 1500 2000 2500

0 1. ´ 109 2. ´ 109 3. ´ 109 4. ´ 109

EΝ @keVD Phasespacefactor@arb.unitsD kT=0.135 MeV, Μ=0

0 500 1000 1500 2000 2500

0 5. ´ 1011 1. ´ 1012 1.5 ´ 1012 2. ´ 1012 2.5 ´ 1012

EΝ @keVD Phasespacefactor@arb.unitsD kT=1.35 keV, Μ=1 MeV

0 500 1000 1500 2000 2500

0 2. ´ 1011 4. ´ 1011 6. ´ 1011 8. ´ 1011 1. ´ 1012 1.2 ´ 1012 1.4 ´ 1012

EΝ @keVD Phasespacefactor@arb.unitsD kT=0.135 MeV, Μ=1 MeV

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(64)

Widmo neutrin z rozpadu β

` 13

N (cykl CNO)

dFν

d Eν

9Eν2p∆Q ´ Eνq b

pEν´ ∆Qq2´ me2

0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 E

ν

[MeV]

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

Znormalizowane do 1 widmo ν

e

z rozpadu

13

N

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(65)

Kompletne (prawie) widmo neutrin słonecznych

0.1 0.5 1 5 10

0.1 10 1000 105 107 109 1011

Eν[MeV]

Fν[cm-2s-1MeV-1] pp

8B CNO13N CNO15O CNO17F

7Be

7Be hep

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(66)

Problem neutrin słonecznych

Problemem neutrin słonecznych nazywamy duży (aż do 50%) deficyt neutrin obserwowanych na Ziemi w porównaniu z teorią budowy gwiazdy.

Współczesne wyjaśnienie:

neutrina są produkowane zgodnie z modelem Słońca i znanymi sieciami reakcji termojądrowych

neutrina posiadają masę

produkowane są w stanie kwantowym νe, który nie posiada dobrze określonej masy, a propagują się jako stany własne masy, czyli są superpozycją νe, νν, ντ

po drodze od centrum stany kwantowe ulegają mieszaniu, zarówno w Słońcu (poprzez oddziaływanie z elektronami, tzw. oscylacje w materii), jak i w próżni, a także wewnątrz Ziemi

część neutrin, które narodziły się jako elektronowe, staje się mionowymi/taonowymi i nie jest wykrywana w niektórych detektorach

Obecnie uważa się, że problem neutrin słonecznych został (prawie) rozwiązany.

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(67)

Geoneutrina

Podobnie jak Słońce emituje neutrina elektronowe νe w rozpadach β`, Ziemia emituje głównie antyneutrina elektronowe ¯νe z rozpadów β´. Strumień νe jest mały, ale niezerowy.

Główne źródła:

1 szereg uranowy: kaskada rozpadów zaczynająca się od238U:

238U Ñ206Pb ` 8α ` 6e´` 6¯νe 2 szereg torowy: kaskada rozpadów zaczynająca się od232Th

232Th Ñ208Pb ` 6α ` 4e´` 4¯νe 3 rozpad potasu40K:

40K Ñ40Ca ` e´` ¯νep90%q, 40K ` e´Ñ40Ar ` νep10%q

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(68)

Źródło: S. Dye, NOW 2014

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

(69)

Geoneutrina: widmo energetyczne

0.5 1 5 10 Eν[MeV]

10 104 107 Fν[cm-2s-1MeV-1]

238U

232Th

40K DSNB

th.if.uj.edu.pl/˜odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 13

Cytaty

Powiązane dokumenty

Pełny cykl aktywności obejmuje dwa maksima aktywności ze zmianą biegunów magnetycznych, po czym pole magnetyczne wraca do pozycji wyjściowej. dla Słońca pełny cykl wynosi 2 ˆ 11

W praktyce równanie stanu materii wraz ze średnią nieprzeźroczystością, uwzględniający najlepszą wiedzę empiryczną i teoretyczną przechowuje się w postaci tabeli

zachowanie ładunku elektrycznego Q jest oczywiste zachowana musi być liczba barionowa B i leptonowa L e zachowana jest energia, pęd i moment pędu (wliczając spin). „reguła

część neutrin, które narodziły się jako elektronowe, staje się mionowymi/taonowymi i nie jest wykrywana w niektórych detektorach. Obecnie uważa się, że problem neutrin

to co zobaczymy na niebie zależy przede wszystkim od struktury gwiazdy w obszarze bliskim jej powierzchni.. typ IIn typ IIP typ IIL typ IIb typ Ib

Np: masa graniczna kuli zbudowanej z neutronów to po prostu 4M Ch , ale tylko z tego powodu, iż neutronów jest 2 razy więcej. Powyższe wyniki są błędne i stanowią

Tradycyjnie studentów przekonuje się, że zagadnienie 2 ciał sprowadza się do zagadnienia 1 ciała... 2 ciała: Przykład

487 układów z więcej niż jedną planetą około 200 kolejnych niepotwierdzonych planet.. Czego