Astronomia neutrinowa W ramach wykładu z ﬁzyki cząstek elementarnych

(1)

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

(2)

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

(3)

Wstęp do astronomii neutrinowej

(4)

Wstęp do astronomii neutrinowej

(5)

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce

Emisja neutrin ze Słońca a emisja masywniejszych gwiazd

0.1 0.2 0.5 1.0 2.0 5.0 10.0 20.0

10 10⁴ 10⁷ 10¹⁰ 10¹³ 10¹⁶

Widma neutrin z CNO pochodzą z rozpadu β⁺ jąder¹³N,¹⁵O i ¹⁷N, np:

13N →¹³C + e⁺+ ν_e

(6)

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce

Emisja neutrin ze Słońca a emisja masywniejszych gwiazd

0.1 0.2 0.5 1.0 2.0 5.0 10.0 20.0

10 10⁴ 10⁷ 10¹⁰ 10¹³ 10¹⁶

Widma neutrin z CNO pochodzą z rozpadu β⁺ jąder¹³N,¹⁵O i ¹⁷N, np:

13N →¹³C + e⁺+ ν_e

(7)

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

(8)

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce (2)

(9)

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce (2)

(10)

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce (2)

(11)

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce (2)

(12)

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce (2)

(13)

Emisja neutrinowa po zakończeniu spalania wodoru

Zakończenie spalania wodoru

podczas spalania wodoru emitowana jest gigantyczna ilość neutrin elektronowych ν_e; 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 (⁴He) — zamiana protonu w neutron wymaga emisji neutrina: p + e⁻→ n + ν_e, a więc oddziaływań słabych po zakończeniu spalania H, jądro gwiazdy kurczy się aż do momentu zapłonu He (o ile gwiazda jest wystarczająco masywna)

(14)

Neutrina podczas spalania He

Co wiadomo o emisji neutrin na etapie „czerwonego olbrzyma”?

postawową reakcją jest łączenie się 3 cząstek α(≡⁴He):

3α →¹²C

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) spalania¹⁴N (tzw. błysk azotowy, ang. nitrogen flash)

ponownie, widmo neutrin i (po raz pierwszy w życiu gwiazdy) antyneutrin, nie zostało jak dotąd zbadane

(15)

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 − ¯ν

jednym z takich procesów jest anihilacja par e⁺e⁻ na neutrina:

e⁺+ e⁻→ ν + ¯ν

(16)

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

(17)

Kilka ilustracji na temat pre-supernowych

(18)

Kilka ilustracji na temat pre-supernowych

(19)

Kilka ilustracji na temat pre-supernowych

(20)

Kilka ilustracji na temat pre-supernowych

(21)

Ostatnie godziny do wybuchu supernowej

(22)

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

(23)

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

(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

(25)

Kilka animacji pokazujących mechanizm neutrinowy

wybuchu supernowej

(26)

Emisja neutrin związana z wybuchem supernowej

(27)

Emisja neutrin związana z wybuchem supernowej

(28)

Emisja neutrin związana z wybuchem supernowej

(29)

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/

(30)

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

(31)

Neutrina kosmologiczne

Reliktowe promieniowanie tła

Pozostałością po Wielkim Wybuchu jest tzw. CMB (ang. Cosmic Microwave Background):

Analogiczne tło musi istnieć pod postacią neutrin!

(32)

Neutrina kosmologiczne

(33)

Neutrina kosmologiczne

(34)

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 =^p³ 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

(35)

Neutrina kosmologiczne (3)

Własności neutrin reliktowych obecnie Tν=1.95 K.

gęstość neutrin reliktowych n_ν ' 56/cm³

strumień przechodzący przez każdą powierzchnię: n_νc ' 1.7 × 10¹² s⁻¹cm⁻²; c=299792458 m/s - prędkość światła

widmo energetyczne przy założeniu, że neutrina są bezmasowe oraz ich potencjał chemiczny µν ≡ 0:

λ(Eν) ∝ E_ν² 1 + e^E^ν^/kT

ich średnia energia hE_νi = 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

(36)

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (1)

znacznie łatwiejsze wydają się do wykrycia antyneutrina ¯νe

wyemitowane przez wszystkie supernowe które eksplodowały w historii Wszechświata

ich strumień jest znacznie mniejszy (10 s⁻¹cm⁻²), ale ich energie wystarczające dla współczesnych detektorów, rzędu 10 MeV w detekcji przeszkadzają geoneutrina i neutrina reaktorowe (produkowane przez elektrownie, łodzie podwodne itp.)

(37)

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (2)

Diffuse Supernova Neutrino Background

0.1 0.5 1.0 5.0 10.0 50.0100.0

10^-5 0.01 10 10⁴ 10⁷ 10¹⁰

Anti-neutrino energy@MeVD Flux@cm-2 s-1 MeV-1 D Czarny - geoneutrinaHΝeL

Czerwony - DSNB

(38)

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (3)

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.

(39)

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (3)

(40)

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (3)

(41)

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]”: