Astronomia neutrinowa

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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 2 / 24

Neutrina z gwiazd innych niż Słońce Emisja neutrin ze Słońca a emisja masywniejszych gwiazd 10 16 10 13 10 10 10 7 10 4 10 Widma neutrin z CNO pochodzą z rozpadu β + jąder 13 N, 15 O i 17 N, np: 0 13 N 13 C + e + + ν e A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 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 ( 4 He) 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) A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 (10 9 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 10 12 (!) 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 8 / 24

Kilka ilustracji na temat pre-supernowych A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 9 / 24

Ostatnie godziny do wybuchu supernowej A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 M Ch, powyżej której gwiazda zapada się przyczyny zamiany M Ch to: (1) usuwanie elektronów które zmieniają się w neutrina (2) chłodzenie neutrinowe (3) przyrost masy A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 13 / 24

Kilka animacji pokazujących mechanizm neutrinowy wybuchu supernowej A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 14 / 24

Emisja neutrin związana z wybuchem supernowej A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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/ A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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! A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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 T ν = 3 4/11T γ ; T γ =2.725 K, T ν =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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 19 / 24

Neutrina kosmologiczne (3) Własności neutrin reliktowych obecnie T ν =1.95 K. gęstość neutrin reliktowych n ν 56/cm 3 strumień przechodzący przez każdą powierzchnię: n ν c 1.7 10 12 s 1 cm 2 ; c=299792458 m/s - prędkość światła widmo energetyczne przy założeniu, że neutrina są bezmasowe oraz ich potencjał chemiczny µ ν 0: λ(e ν ) E 2 ν 1 + e Eν/kT ich średnia energia E ν = 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 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 20 / 24

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (1) znacznie łatwiejsze wydają się do wykrycia antyneutrina ν e 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.) A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 21 / 24

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (2) Diffuse Supernova Neutrino Background Flux cm 2 s 1 MeV 1 10 10 10 7 10 4 10 0.01 Czarny geoneutrina Ν e Czerwony DSNB 10 5 0.1 0.5 1.0 5.0 10.0 50.0 0 A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 22 / 24

Antyneutrina wyemitowane przez dawne supernowe (3) Diffuse Supernova Neutrino Background 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. A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa 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] : http://ribes.if.uj.edu.pl/psns/publications/papers.html A. Odrzywołek (IFUJ, ZTWiA) Wykład: astronomia neutrinowa Środa, 28.04.2010, 8:30 24 / 24