Neutrina z supernowych. Elementy kosmologii

Transkrypt

1 Neutrina z supernowych Obserwacja neutrin z SN1987A Kolaps grawitacyjny Własności neutrin z kolapsu grawitacyjnego Elementy kosmologii Rozszerzający się Wszechświat Wielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza Promieniowanie mikrofalowe tła Leptogeneza

2 Naturalne źródła neutrin jeśli w centrum Galaktyki

3 Supernova 1987A Luty marca, lat później.. zdjęcia z Hubble Space Telescope

4 SN1987A

5 SN 1987A Najlepiej zbadana supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana oddalona od Ziemi o 50 kpc, wybuch nastąpił 23.II.1987 r. Przewidywania teoretyczne zakładają, że w naszej Galaktyce powinniśmy obserwować 2-5 wybuchów supernowej na 100 lat. Odnotowano jak dotąd jedynie 7 wybuchów widocznych gołym okiem.

6 Obserwacja neutrin z SN 1987A Detektor IMB Kamiokande Baksan LSD Miejsce Ohio,US Japonia Rosja Francja Typ detektora water Cerenkov liquid scintillator Masa detektora (tony) Próg (MeV) Liczba przyp ??? Czas 1go przyp 7:35:41 7:35:35 7:36:12 2:52:37 (UT) Błąd oceny czasu (sek) -54

7 Detektor IMB

8 Obserwacja neutrin z SN 1987A wszystkie przypadki IMB po wyrzuceniu mionów atmosf. KAMIOKANDE czas uniwersalny UT neutrina przybyły 3-4 godz wcześniej niż światło

9

10 Obserwacja neutrin z SN 1987A Najbardziej prawdopodobne: + ν e + p e + n kąt względem kierunku od SN ale rozkład kątowy powinien być izotropowy. Fluktuacje statyst??

11 Los ciężkiej gwiazdy

12 Droga do kolapsu grawitacyjnego Główne reakcje termojądrowe: Reakcja Temperatura zapłonu (miliony K) 4 1 H --> 4 He He --> 8 Be + 4 He --> 12 C C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si O --> 2 4 He + 24 Mg Si --> 56 Fe 6000 Gdy masa rdzenia żelazowego przekroczy 1.4 masy Słońca następuje kolaps.

13 Detekcja neutrin SN neutrina prompt e + p ν + n e neutrina termiczne e e Z νe+ e µ µ τ ν ν + ν ν + ν τ W wodzie i scyntylatorze największy ν przekrój czynny na reakcję: e + p n+ e Energia pozytronów bliska energii neutrin +

14 Neutrina z SN 1987A- wyniki Z pomiarów otrzymano: Eksperyment: Strumień (x cm -2 ) Całkowita energia wydzielona (x10 53 ergs) IMB Kamiokande 0.79 ± ± ± ± 1.5 Przewidywana energia wyzwolona w kolapsie grawitacyjnym = energii wiązania gwiazdy neutronowej o promieniu r=15km: 1 1 M EB = M = R r r R r ergs ( ) Czyli neutrina wyniosły prawie całą dostępną energię. Światło wynosi zaledwie 0.01% energii, ale jest to x energia emitowana przez Słońce w czasie 1 sek.

15 Czego dowiedzieliśmy się o ν e z SN1987A? Czas życia τ > ( mν / ev) s Masa m( ν ) < 11 e ev m 2 = 19.4 δ t 1 1 D E E Moment magnetyczny Ładunek elektryczny Dla dwóch zdarzeń o energiach E 1, E 2 (MeV) oraz różnicy czasu przyjścia δt (sec), D w kpc 11 µ ( ν e) < µ B Q Q ν e < Potwierdził się model powstawania gwiazd neutronowych.

16 Przewidywany sygnał z przyszłych SN w Super-Kamiokande: Andromeda M31 Np. dla SN w centrum Galaktyki: 7300 oddz. ν + p e + n 300 oddz. ν + e ν + e 100 oddz. ν e e O e + X Być może uda się zbadać własności również innych neutrin. Neutrina z SN są juz w drodze

17 Elementy kosmologii Rozszerzający się Wszechświat Wielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza Promieniowanie mikrofalowe tła Leptogeneza

18 Rozszerzający się Wszechświat W 1929 Hubble zaobserwował przesunięcia ku czerwieni (redshift) linii widmowych z odległych galaktyk i przypisał je ucieczce galaktyk z prędkością: z = 0,2 v =Hr gdzie r to odległość a H stała Hubbla ' 1+ β λ λ = λ = λ(1 + z) z = 1 β λ Dla z<<1 to efekt Dopplera ale ogólnie to przejaw izotropowej ekspansji Wszechświata: zwiększają się zarówno odległości, jak i długości fali.

19 Rozszerzający się Wszechświat Ekspansja Wszechświata zależy od czasu. Jeśli oznaczymy jakąś uniwersalną skalę odl. R(t) to: rt () = Rt () r v( t) = R ( t) r H zależy od czasu ale dziś: 0 0 H R = R H h = 100 h ,04 0 = 0,73 0,03 km s Mpc 19 1 Mpc=3,09 10 km Ewolucję W opisuje rozwiązanie r-nań Einsteina: H R 8πG N ρ kc Λ 2 = = + R 3 R 3 G N Dowolne 2 obiekty oddalają się tak samo. stala grawit. ρ gęstosc energii Λ stala kosmologiczna tzw. r-nie Friedmanna

20 Rozszerzający się Wszechświat H R 8πG N ρ kc Λ 2 = = + R 3 R 3 G N stala grawit. ρ gęstosc energii Λ stala kosmologiczna k = 0 k = 1 Dla k=λ=0 oraz stałej nierelatywistycznej masy M z całkowania dostaje się: ( ) 1 2 R= G M t H N = πg N ρ R 3t R = 2 czyli wiek Wszechświata: t 0 = lat 3H 0 k =+1 definiuje tzw. gęstość krytyczną 2 0 3H GeV ρc = = 5,6 2 3 c k = Λ = 0 8π G cm N k =Λ=0 Ω= ρ ρ Bardziej precyzyjnie: t 1 + 0,1 9 0 = = 0,2 H0 13,7 10 lat

21 Rozszerzający się Wszechświat ρ kc Ω= = 1+ ρ H R c czyli dla k=0 Ω=1 niezmiennie z t k = 0 G N stala grawit. ρ gęstosc energii Λ stala kosmologiczna k = 1 k = 1 k =0 k =+1 k =+1

22 Era dominacji promienistej Jak różne gęstości zmieniały się w czasie? Gęstość materii: ρ m R Gęstość energii promieniowania: bo: 3 ρ r R 4 = gęstość fotonów x średnia energia fotonu R 3 c hν h R λ 1 = bo długość fali Stąd teraz dominuje materia ale kiedyś dominowała energia promieniowania. zwiększa się ze skalą R Z r-nia Friedmanna oraz prawa Stefana-Boltz. dostaje się dla promieniowania: temperatura: kt 1 MeV ( ) t sek Czyli na początku był gorący Wielki Wybuch

23 Wielki Wybuch (Big Bang) Początek Wszechświata Weźmy: s 10 K 10 GeV masa Plancka Dla wcześniejszych czasów potrzebna kwantowa grawitacja, której nie znamy W najwcześniejszych momentach zdarzyła się też pewnie inflacja: W jednym z modeli stała kosmologiczna przez krótki moment dominuje 2 r-nie Friedmanna: R Λ dając: ( t2 t 3 1) R 3 R2 R1e Λ 34 R ( 10 s) = 32 R2 ( 10 s) Po okresie inflacji Λ mała Dalej omówimy kolejne stadia oziębiania Wszechświata. Zakładamy, że 2 cząstki które spełniają: kt Mc są w równowadze termicznej w porównywalnych ilościach a reakcje mogą przebiegać w obydwu kierunkach np: p+ p γ + γ 10

24 Big Bang whole picture

25 Łamanie symetrii oddziaływań GeV GeV 100 GeV 1 GeV 10 mev

26 Big Bang (1) GeV Wielka Unifikacja wszystkie oddz. nierozróżnialne bozonów X, Y tyle co np. kwarków leptony kwarki { (B-L)=0} Plazma kwarkowo-gluonowa BozonyX, Y znikają Prawd. pojawia się nadmiar materii nad antymaterią wskutek rozpadów ciężkich neutrin N?? ν µ ν e GeV

27 Big Bang (2) ν e ν µ rozdzieliły się oddz. słabe od elmgt znikły kwarki top, znikają W i Z 100 GeV kwarki i gluony ukryły swoje kolory w hadrony neutrony częściej rozpadają się niż są produkowane neutrina mają zbyt małą energię na procesy: + ν + ν e + e -powstają reliktowe neutrina p ν e p n π p p p π π n p ν n µ π n 1 MeV

28 Big Bang (3) ν e 0,1 MeV ν µ zbyt mało energii na γγ + ee pozytrony znikają powstają lekkie jądra - Nukleosynteza elektrony związane w atomach fotony oddz. zbyt wolno odprzęgają się od materii i lecą swobodnie: powstają reliktowe fotony mikrofalowe promieniowanie tła ν e ν µ 2 ev

29

30 Nukleosynteza Wiek Wszechświata ~1 sek Od początku BB większość cięższych cząstek zanihilowała ze swoimi antycząstkami Zostało 10 9 razy więcej ν i γ niż barionów Zachodzą reakcje: Ale: ν + n e + p ( ) 2 n p 1,3 MeV Q= M M c = Ponadto czas życia neutronu e ν + p e + n n e + p+ ν e N N n p + Q = exp = 0, 23 kt τ = 896 s W efekcie po czasie 400 sek pozostaje: Nn 0,14 N = p e Ale część neutronów jest wiązana w jądrach i dalej się nie rozpada

31 Nukleosynteza Jądra powstają w elmgt procesach: Atomy powstają lat później. n+ p H + γ n + H H+ γ 3 4 p + H He+ γ 2 3 p + H He+ γ 3 4 n + He He + γ Produkcja różnych jąder silnie zależy od stosunku gęstości materii do kwantów γ. Okazuje się, że obserwowane gęstości różnych pierwiastków zgadzają się z przewidywaniami dla: N B N γ 5, Eksperymentalne potwierdzenie Wielkiego Wybuchu

32 Liczba neutrin w modelu BB Szybkość ekspansji zależy od gęstości energii, a ta z kolei zależy od liczby zapachów neutrin: N ν Im szybsza ekspansja tym mniej neutronów zdąży się rozpaść i tym więcej jąder helu powstaje. N ν = 3 zakres dopuszczalny dla innych jąder zgodnie z pomiarami w LEP

33 Promieniowanie mikrofalowe tła 1 MeV Wg zależności: kt t( sek) można się spodziewać, że dziś temperatura prom. we Wszechświecie wynosi kilka K. Widmo energii fotonów zgadza się z krzywą dla ciała czarnego. pomiar z satelity COBE (1999) W 1965 r Penzias i Wilson wykryli mikrofalowe promieniowanie tła (CMB). Jego temp.: T = 2,725 ± 0,001 K Kolejna obserwacja potwierdzająca Wielki Wybuch

34 Pomiar anizotropii przez WMAP Satelitarny eksperyment Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. zbiera dane od 2001 r. Zbadał fluktuacje temperatury z precyzją Obraz Wsz. w wieku lat. Fluktuacje dawały ośrodki zgęszczania materii, z których powstały galaktyki Fluktuacje mogą pochodzić z ery inflacji. Jeśli np. inflacja nastąpiła gdy: 34 t = 10 s -26 ct=10 m 14 kt 10 GeV to z zasady Heisenberga można się spodziewać kwantowych fluktuacji ( kt ) ( kt ) kt c GeV ct 10 4

35 Pomiar anizotropii przez WMAP Korelacje kątowe temp. umożliwiły wyznaczenie wielu parametrów np: Funkcja korelacji: C( ϑ) = δt( m) δt( n), mn = cosϑ skala kątowa n γ = 410cm 3 3 nν = Nν nγ 335cm 11 3 Również bilans energii Wszechświata: Ω = 1, 02 ± 0, 02 tot ΛCDM

36 Ω= ρ ρ Co wiemy o? c Świecąca materia a więc gwiazdy, gaz: γ 5 ( 4,6 0,5) 10 Ω = ± Bariony widoczne lub niewidoczne obliczone z nukleosyntezy Ω = b 0, ,003 0,005 Całkowita materia wydedukowana z grawitacyjnej energii potencjalnej galaktyk itd. Ω = m 0,24 + 0,03 0,04 Ω = 1, 02 ± 0, 02 tot geometria płaska k=0 Ciemna materia: Ω =Ω Ω = Ciemna energia DM m b Ω = Λ 0,20 + 0,02 0,04 0,04 0,76 + 0,06

37 Nowe wyniki WMAP (04/2008) Bilans energii Wszechświata Dziś 380 tys lat po BB

38 Asymetria materia-antymateria Symetria sugeruje, że Wielki Wybuch (BB) wyprodukował te same ilości materii i antymaterii. Stąd obecnie obserwowana nadwyżka materii musiała pojawić się na skutek procesów, które nie są symetryczne względem transformacji CP. Eksperymenty nad mezonami K i B wykazały łamanie symetrii CP w sektorze kwarków. Obserwowane łamanie CP może być opisane w ramach Modelu Standardowego, ale nie wystarcza ono do opisu obserwowanej nadwyżki materii. Pytanie: czy łamanie CP w sektorze leptonowym może wyjaśnić te nadwyżkę?

39 Leptogeneza Najpopularniejsze wytłumaczenie asymetrii materii poprzez tzw. Leptogenezę Jeśli neutrina są cząstkami Majorany, to elegancki sposób generacji masy wynika z oddziaływania z cząstką H zarówno znanych lekkich neutrin ν jak i bardzo ciężkich neutrin N o masach 10 (9-15) GeV. N powinny być produkowane w bardzo wczesnych chwilach BB. Ponieważ: N N więc możliwe rozpady: Jeśli: to: N N l l +... CP ( N l...) ( N l + Γ + Γ +...) gdzie l +, l - to naładowane leptony mamy nadwyżkę leptonów nad antyleptonami czyli Leptogenezę. Stąd można dostać nadwyżkę barionów. Jeśli hipoteza Leptogenezy jest prawdziwa to wszyscy bierzemy się z ciężkich neutrin.

40 Podsumowanie Kosmologia i fizyka cząstek są blisko związane Kosmologia stała się dziedziną eksperymentalną Teoria Wielkiego Wybuchu potwierdzona przez np: pomiary mikrofalowego promieniowania tła częstości występowania lekkich pierwiatków ALE Nie wiemy co stanowi 90% energii Wszechświata ciemna materia? ciemna energia? Nie rozumiemy jak w trakcie ewolucji Wszechświata złamana została symetria materia-antymateria