Reakcje z udziałem neutrin, elektronów i nukleonów w astrofizyce

Transkrypt

1 Reakcje z udziałem neutrin, elektronów i nukleonów w astrofizyce Andrzej Odrzywolek Instytut Fizyki, Zakład Teorii Względności i Astrofizyki , wtorek, 12:30 ν e e + γ W ± e ν e

2 Plan referatu 1 motywacja 2 pewne istotne aspekty: zakres spodziewanych energii, transformacja Fierz a, asymetria materia-antymateria, rozkład Fermiego-Diraca (leptony są fermionami, czynnik g), rozkład termiczny dla pozytonów, relacja przekrojów czynnych w astrofizyce do LAB i CM, rola łamania CP, widmo energetyczne, uwięzienie neutrin, oscylacje) 3 procesy istotne w modelowaniu obiektów astrofizycznych 4 interesujące nas (i nie tylko nas!?) obiekty w kosmosie 5 tzw. astronomia neutrinowa 6 status projektu PSNS (th- 7 troche ładnej wizualizacji wyników dla pre-supernowych (jak czas pozwoli)

3 Motywacja Wysokiej jakości widmo energetyczne astronomia neutrinowa (gwiazda jako detektor ) oscylacje neutrin, nukleosynteza neutrinowa (ν-process) nowe spojrzenie na obiekty astrofizyczne, bliższe fizykom innych specjalności, w wielkościach formalnie mierzalnych (strumienie, rodzaje i energie neutrin) stworzenie standardu; zbiór procesów neutrinowych jest wyznaczany tradycją danej gałęzi astrofizyki np. w supernowych Ia pomija się reakcje e + (n, p) ν e, w białych karłach rozważa się konkretne pary URCA Hipotetyczne sprzężenie (?) ν e z reakcjami jądrowymi (?): sterowane neutrinowo spalanie termojądrowe np. wodoru cykl p + p d + ν e przechodzi w ν e + p n + e + (nie-kosmologiczna synteza He) neutrina z LSD (5 godzin przed kolapsem SN1987A)

4 Procesy neutrinowe: zakres spodziewanych energii Typowe warunki panujące w gwiazdach temperatura: kt < 1 MeV, typowo kt = potencjał chemiczny: µ < 10 MeV Wnioski: (m e = MeV, m p 1 GeV, m W ±,Z GeV) W warunkach jak wyżej zwykle wystarcza opis w pierwszym rzędzie rachunku zaburzeń. elektrony nie mogą być traktowane w żadnych z granicznych reżimów: są częściowo relatywistyczne i częściowo zdegenerowane termiczne pozytony są obecne i nierelatywistyczne jądra są nierelatywistyczne temperatury są wystarczające do wzbudzania jąder potencjały chemiczne są wystarczające do zmiany stanu stabilności jąder

5 Procesy neutrinowe: transformacja Fierz a Przybliżenie oddziaływania punktowego Ze względu na niskie energie, pełny model Weinberga-Salama praktycznie sprowadza się do modelu Fermiego (4-fermionowego) e + ν e e + ν e,µ,τ W ± + Z 0 e νe ig ( ) F ū ν γ α (1 γ 5 )u e v e γ α (1 γ 5 )v ν +ū ν γ α (1 γ 5 )v ν v e γ α (g V g A γ 5 )u e 2 e νe,µ,τ Dzięki transformacji Fierza: ā[γ µ (1 γ 5 )]b c[γ µ (1 γ 5 )]d = ā[γ µ (1 γ 5 )]d c[γ µ (1 γ 5 )]b M = ig F 2 ū ν γ α (1 γ 5 )v ν v e γ α (C f V C f A γ 5 )u e

6 Procesy neutrinowe: asymetria materia-antymateria Gwiazdy zbudowane są z materii Początkowy skład materii silnie odbija się na emisji neutrinowej: 1 materia to początkowo prawie sam wodór, Y e po spalaniu H mamy Y e 0.5: zamiana każdego protonu w neutron produkuje ν e 3 gdzieś dla 0.35 < Y e < 0.5 emisja ν e i ν e zrównuje się (gdyby zacząć od samych n, to uzyskamy podobną nukleosyntezę) 4 zawsze dominują elektrony, pozytony stanowią znikomą domieszkę 5 emisja ν e dominuje (np. Słońce)

7 Procesy neutrinowe: rozkłady termiczne Rozkład termiczny elektronów i neutrin Elektrony i neutrina (nukleony też) są fermionami; ich rozkład to: gdzie g = 2 s + 1 g 1 + e (E µ)/kt dla elektronów (i pozytonów) spin s = 1/2 i g = 2 dla bezmasowych neutrin s z = 1/2 i antyneutrin s z = 1/2: g = 1 (odwrócenie spinu ν e daje ν e ) jeżeli m ν > 0 to neutrino nie różni się od elektronu, ale stan z s z = 1/2 nie oddziałuje: nadal g = 1 jeżeli neutrina oscylują ν e ν µ ν τ to zachowana jest tylko sumaryczna liczba leptonowa: g = 3 (??) W ortodoksyjnej astrofizyce powyższe niuanse neguje się.

8 Przekroje czynne w astrofizyce versus LAB i CM Po co liczyć pownownie przekroje czynne znane od lat 70-tych? 1 przekroje czynne są liczone w układzie CM lub LAB 2 w astrofizyce mamy do czynienia z gazem; układ odniesienia w którym gaz spoczywa jest wyróżniony 3 M 2 jest spleciony z rozkładami termicznymi (!) 4 w przypadku rozkładu Fermiego-Diraca nie jest znany rozkład w CM; dla r. Boltzmana wynik jest znany 5 użycie tożsamości Lenarda na jednym z pierwszych kroków rachunku eliminuje energie (4-pędy) neutrin Q 1 iq 2 : d 3 3 q 1 d q2 Q α 1 2 E 1 2 E Qβ 2 δ4 (P 1 +P 2 Q 1 Q 2 ) = π 1 24 ] [g αβ (P 1 +P 2 ) (P α 1 +Pα 2 )(Pβ 1 +Pβ 2 ) Θ [(P 2] 1 +P 2 ) Rachunki dla cząstek masowych prowadzone inną drogą są koszmarnie skomplikowane; alternatywą jest MonteCarlo

9 Procesy neutrinowe: rola łamania CP Czy widma ν e i ν e z aniihlacji e + e powinny być identyczne? naiwnie myśląc, termiczne uśrednianie po wszystkich kierunkach powinno prowadzić do identycznej emisji ν i ν szczególowy rachunek i wcześniejsze symulacje pokazały, że następujące warunki są konieczne aby widma te były różne: A) różne rozkłady termiczne dla e i e + ; oznacza to rozkład Fermiego-Diraca z µ 0 B) element macierzowy który łamie CP jeszcze bardziej przekonywujący jest rozpad plazmonu (masywny ubrany foton) : podłużny daje identyczne widma ν i ν, poprzeczny różne Dla zainteresowanych szczegółami: A. Odrzywołek, Plasmaneutrino spectrum, The European Physical Journal C, (2007) M. Misiaszek, A. Odrzywołek, M. Kutschera, Neutrino spectrum from the pair-annihilation process in the hot stellar plasma, Phys. Rev. D, 74, (2006)

10 Procesy neutrinowe: widmo energetyczne Ν e kt 0.5 MeV lg Ρ 8 Y e 0.5 dfν deν 1 MeV s cm Ν Μ,Τ Ν e Ν Μ,Τ Ν

11 Procesy neutrinowe: uwięzienie neutrin, oscylacje Zakres stosowalności naszego podejścia Obliczenia które robimy, opierają się na założeniu że neutrina nie oddziaływują z materią po powstaniu. Istotne wyjątki to: oscylacje neutrin: po drodze z miejsca emisji do detektora (może być nim np. wodór w samej gwieździe) może nastąpić konwersja np. ν e ν µ. Ma to istotne konsekwencje: A): tracimy informacje o procesach czysto termicznych produkujących wyłącznie ν µ,τ B): ale uzyskujemy informacje o rozkładzie gęstości elektronowej w gwieździe uwięzienie neutrin: nastepuje dyfuzja ν połączona z kaskadową produkcją par ν ν o coraz mniejszych energiach np: dla protogwiazdy neutronowej w centrum mamy µ 200 MeV, kt 10 MeV co daje E ν 2kT + 2/5µ = 100 MeV; w rzeczywistości dla SN1987A zaobserwano E ν 10 MeV

12 Proces URCA Nukleonowy URCA e +p n + ν e ν e + e + p n e + +n p + ν e ν e + e + +n p Komplikacje dla jąder atomowych zarówno początkowe i końcowe jądro może być w stanie wzbudzonym gdyż znajduje się w kąpieli cieplnej na ogół wszystkie 4 procesy (β ±, ɛ ± ) są możliwe wraz ze wzrostem liczby jąder łączenie ich w pary URCA ma coraz mniejszy sens: tworzą się różne łańcuchy rozpadów dające podobny efekt elementy macierzowe i inne dane (spin, poziomy energetyczne) brane są z eksperymentów o ile to możliwe, w przeciwnym wypadku z teorii (model powłokowy, QRPA) współcześnie można operować setkami nuklidów

13 Widmo z procesów URCA Widmo energetyczne dla pary p-n dλ = ln 2 1 ±Eν(E 2 ν ± Q) (E ν ± Q) 2 me ( ) 2 de ν t 1 m 5 Θ(±E ν ± Q m e ) 2 e 1 + exp Eν± Q±µ e kt Widmo energetyczne dla zespołu URCA Wzór powyżej to podstawowy klocek z którego buduje się realistyczne widmo: dλ de ν = k X k (2J i + 1)e E i /kt /G(kT ) dλk ij de ν i,j k - nuklidy, i, j - stany wzbudzone, Q = E i E j

14 Nuklidy uwzględniane w PSNS (FFN+protony+neutrony)

15 Procesy termiczne i inne Trzy klasyczne procesy: pair, plasma, photo e + ν e e + ν e,µ,τ pair: e + +e ν x + ν x W ± Z 0 e νe ν e plasma: e + +e ν x + ν x γ e+ W ± e ν e γ ν e e e + γ e γ Z 0 νe,µ,τ ν e,µ,τ ν e,µ,τ ν e,µ,τ photo: e + +e ν x + ν x W e Z 0 ν e,µ,τ e ν e e e Inne procesy deekscytacja jąder w pary neutrin emisja synchotronowa brehmstrahlung (elektronowy i nukleonowy)

16 Interesujące emitujące neutrina obiekty w kosmosie Zjawiska które są potencjalnie obserwowalne w neutrinach: 1 masywne gwiazdy pre-supernowe przed kolapsem 2 supernowe termojądrowe typu Ia Inne potencjalnie interesujące obiekty i zjawiska: wybuchy termojądrowe na powierzchni białych karłów i gwiazd neutronowych (nowe, nowe rentgenowskie) gorące białe karły i czerwone olbrzymy chłodzenie gwiazd neutronowych i złączenia NS-NS, NS-BH gwiazdy ciągu głównego (dysk Galaktyczny) gaz w gromadach galaktyk, neutrina reliktowe, aktywne jądra galaktyk Znane źródła: Słońce, supernowe implozyjne, geoneutrina

17 Astronomia neutrinowa Jaki ma sens astronomia - ν? Lista obiektów kosmicznych które faktycznie zostały zaobserwowane: 1 Słońce 2 supernowa SN1987A 3 geoneutrina (?) 4 neutrina atmosferyczne (??) Na co możemy liczyć teraz: wybuch supernowej w Galaktyce (ostatnia w 1604 roku) neutrina reliktowe z SN (?) neutrina UHE (?!?!) większość ma to na myśli nasze propozycje: (pre-supernowe, typ Ia,?)

18 Co mogłoby ruszyć z miejsca astronomię neutrinową 1 totalna porażka LHC zmiana kierunku wielkiej fizyki doswiadczalnej 2 komercyjna technologia ν e : monitoring reaktorów, geofizyka, geologia 3 instalacje poza Ziemią (NASA: pozbawiony tła [ν e ze Słońca (!) ] detektor na Plutonie) 4 rewolucyjny postęp w detekcji neutrin (nowa fizyka, (bio)technologia?) 5 niespodziewany głośny sukces na miarę SN1987A 6 prace teoretyczne pokazujący praktyczną siłę astronomii neutrinowej (emisja ν z gromady anty-galaktyk (?) ) 7 zwiększenie prawdopodobieństwa sukcesu: im więcej podamy potencjalnych celów tym większa szansa że jeden z nich faktycznie zostanie osiągnięty (!)

19 Status projektu PSNS th- wystartowała strona WWW (w realizacji) główne cele zrealizowane (podstawowe procesy słabe i termiczne) przymierzamy się do opublikowania na stronie źródła PSNS trwają 2 większe projekty z zastosowaniem PSNS: pre-supernowe (A. Heger) i supernowe typu Ia (T. Plewa)

20 Zastosowanie PSNS: pre-supernowe (kt, µ, Y e )

21 Zastosowanie PSNS: pre-supernowe (kt, µ, Y e )

22 Zastosowanie PSNS: pre-supernowe (kt, µ, Y e )

23 Diagramy Kippenhahna (radialne: ν e, ν e, ν µ )

24 Diagramy Kippenhahna (radialne: ν e, ν e, ν µ )

25 Diagramy Kippenhahna (radialne: ν e, ν e, ν µ )

26 Diagramy Kippenhahna (radialne: ν e, ν e, ν µ )

27 Diagramy Kippenhahna (radialne: ν e, ν e, ν µ )

28 Diagramy Kippenhahna (radialne: ν e, ν e, ν µ )

29 Diagramy Kippenhahna (radialne: ν e, ν e, ν µ )