петак, 30. октобар 2015.

Kako opažamo astrofizičke neutrine?





Prirodni izvori neutrina su: Zemlja, njena atmosfera, Sunce, supernove zvezde, veštaćki izvori neutrina su nuklearni reaktori i akceleratori.

Sunce : sunčevi neutrini nastaju u procesu nuklearne fuzije u jezgru.
Atmosfera: atmosferski neutrini se javljaju usled sudara kosmičkih zraka s molekulima u atmosferi.
Zemlja: neutrini nastaju usled prirodne radioaktivnosti Zemlje, tj. raspadom jezgara 238U ( uran ) i 232Th ( torijum ) i od dugoživećih izotopa kalijuma-40 i rubidijuma-87.
Supernove: neutrino su posledica eksplozije supernove.
Procenjeno je da na svaki proton ili elektron u svemiru postoji oko milijardu neutrina. Ukupno 3% energije koju oslobađa Sunce otpada na neutrine, ali se znatno veća količina neutrina oslobađa prilikom kolapsa masivnih zvezda.







 

ISTORIJA

Istorijsko istraživanja neutrina je klasičan primer metode i razvoja moderne fizike visokih energija. Krajem 19. veka indirektni početak istorije neutrina bilo je slučajno otkriće 'čudnih' zraka francuskog fizičara Henri Becquerella i kasnijeg otkrića elementa radija od strane Marie i Pierre Curiea. Daljnjim istraživa-njima je pronađeno da radioaktivni elementi emitiraju tri različite vrste čestica nazvane: alfa, beta i gama. Za otkriće neutrina važan je takozvani beta (elektron) raspad radioaktivnih elemenata. Kod alfa raspada u konač nom stanju postoje dve čestice i radi očuvanja energije alfa čestica mora imati određenu energiju. To nije slučaj kod beta raspada gde također u konačnom stanju vidimo samo dve vidljive čestice, ali za razliku od alfa raspada kod beta raspada elektron ima čitav spektar različitih energija, što je u sukobu sa zakonom o očuvanju energije. Očuvanje energije je sakrosantni zakon u makrofizici. Je li moguće da u mikro fizici nema o čuvanja energije? Wolfgang Pauli poznati austrijski fizičar u Zürichu nije se mogao pomiriti s idejom o neočuvanju energije.

Zato je ad hoc predložio, da kod beta raspada u konačnom stanju postoji još jedna čestica
Paulijev predlog bio je motivisan takozvanom energetskom krizom u nuklearnoj fizici toga doba (u nekim nuklearnim reakcijama energija je “nestajala” na nepoznati način).
Paulijeva nova čestica zamišljena je bez naboja i tako slabog međudelovanja s materijom da je mi nezapažamo, ali ona odnese energiju koja je navodno izgubljena. Ta fiktivna čestica garantuje  očuvanje energije i momenta kod beta raspada. Pauli ju je nazvao neutroni naslućivao da je ona bez mase slično kao gama čestica (foton, 'atom svetlosti'). Sam nije bio zadovoljan sa svojim predlogom, jer je izjavio, da je nefizikalno predložiti nešto što se nemože meriti. Godine 1930. Pauli šalje svoj predlog u obliku pisma sudionicima Fizikalne konferencije u Tübingenu (Nemačka) na kojoj se je diskutovalo o problemu beta raspada.Tako je malo cenio važnost svog predloga, koji je kasnije postao osnova fundamentalnog istraživanja slabih sila, da sam nije došao na konferenciju, jer nije hteo propustiti svečani ples na svom Institutu. U pismu je naveo da se njegova hipoteza ne može smatrati ozbiljnom, osim ako članovi konferencije predlože metodu kako eksperimentalno otkriti tu misterioznu česticu.

Kako bi se Paulijeva čestica razlikovala od neutrona, kog je Sir James Chadwik otkrio tek 1932. Godine, poznati talijanski fizičar Fermi nazvao je tu česticu neutrino, što na talijanskom znači mali neutron. Neutrino je, dakle,učestvovao samo u procesima koji su izazvani  slabom interakcijom, to jest on je spadao u leptone.

Fermi je na jednoj bezazlenoj pretpostavci konstruisao novu fundamentalnu teoriju fizike slabih sila koja je protumačila beta raspad, gde se neutron raspada u proton, elektron i neutrino (n → p+e+ ν).
 Trebalo je 35 godina eksperimentalnih istraživanja da se neutrino napokon otkrije. Clyde Cowan i Frederick Reines detektovali su i identifikovali neutrino 1956. godine u Los Alamosu.  Za otkriće neutrina Reines je dobio Nobelovu nagradu tek 1995. godine.
Problem slabe interakcije neutrina sa materijom zahtevao je detektore sa velikom masom i veliki intenzitet neutrina. To je bio razlog što je neutrino bio tako kasno eksperimentalno otkriven .


Detekcija neutrina 


dr.sc. Dario Hrupec


 Nova vrsta kosmičkih glasnika, astrofizički neutrini, astročestice su od kojih se mnogo očekuje. Ti prenosiocii informacija iz dalekih kosmičkih objekata imuni su na sve prepreke koje postoje za druge vrste kosmičkih glasnika. Kosmičke zrake, na primer, skreću u galaktičkim i izvangalaktičkim magnetskim poljima pa tako ne donose informaciju o položaju izvora.
One se, kao i gama-zrake, apsorbuju u međuzvezdanoj tvari. Takođe, i kosmičke zrake i gama-zrake raspršuju se na kosmičkom pozadinskim zračenju. Astrofizički neutrini su neutralni i međudeluju iznimno slabo pa su stoga savršeni prenosioci informacija iz takozvanih kosmičkih akceleratora – mesta na kojima se zbivaju najdramatičniji procesi u svemiru. Lov na visokoenergetske astrofizičke neutrine tek je počeo. U godinama koje dolaze neutrinska bi astronomija trebala doneti obilje novih činjenica o našem fascinantnom svemiru.




Standard Model of Particle Physics


Šta je neutrino?

Neutrino je vrlo neobična čestica bez električnog naboja koja međudeluje s tvari iznimno slabo. Do nedavno se smatralo da je neutrino bezmasena čestica poput fotona, čestice svetlosti. Tek je 1998. godine pouzdano utvrđeno da neutrino ima masu, premda vrlo malu. Masa neutrina povezana je s takozvanim neutrinskim oscilacijama – pojavom pri kojoj jedna vrsta neutrina prelazi u drugu vrstu. Postoje ukupno tri vrste neutrina: elektronski, mionski i tau-neutrino. Elektronski neutrino ima najmannju masu, a tau-neutrino najveću.

Ogroman broj neutrina stvara se neprekidno u fuzijskim reakcijama u Suncu. Zbog fuzije vodika u helija, na Zemlju sa Sunca svake sekunde po kvadratnom centimetru padne 6·101010 neutrina. Taj broj približno odgovara broju zvezda u galaksiji ili broju galaksija u svemiru. Može se izračunati da svake sekunde kroz naše telo prođe više od 101212 (milion miliona) neutrina. Uprkos tako velikom broju, samo jedan neutrino tokom celog našeg života ima šansu da se zaustavi u telu. Većina neutrina prolazi kroz nas kao da nas nema. Štaviše, većina neutrina prolazi kroz celu Zemlju kao da je nema.
Mogli bismo reći da nas neutrini potpuno ignorišu.




supernova SN1987


Izvori astrofizičkih neutrino

Do sada su pouzdano opažena samo dva izvora astrofizičkih neutrina: Sunce i supernova SN1987. Neutrini koji dolaze sa Sunca praćeni su na Zemlji dugi niz godina velikim japanskim detektorom Kamiokande. Opažan je, u proseku, jedan neutrino svaka dva dana tokom 25 godina. Ukupno je uhvaćeno oko 2200 neutrina. Za ove pionirske doprinose astrofizici, a posebno za detekciju kosmičkih neutrina Nobelovu nagradu dobili su, 2002. godine, Raymond Davis mlađi i Masatoshi Koshiba. Za razliku od pomno planirane i dugotrajne detekcije neutrina sa Sunca, opažanje neutrina iz supernove SN1987 bilo je neočekivano i kratkotrajno. Godine 1987. mnogi teleskopi i detektori na Zemlji registrovali su eksploziju supernove koja je kasnije nazvana SN1987. Supernova je eksplodirala, 170 000 godina ranije, u Velikom Mageljanovom oblaku, satelitskoj galaksiji naše Mlečne staze. U samo 10 sekundi opaženo je 25 neutrina pomoću tri detektora: Kamiokande (Japan), Baksan (Rusija) and IMB (SAD).
Neutrini sa Sunca (ili, uopšte, zvezda poput Sunca) i neutrini iz eksplozija supernove nastaju u termonuklearnim reakcijama fuzije. To su niskoenergijski astrofizički neutrini tipičnih energija reda veličine MeV (milion elektronvolta). Druga vrsta astrofizičkih neutrina su visokoenergijski neutrini čije su energije tipično od GeV do TeV (milijarda do bilion elektronvolta). Oni nastaju pri sudarima visokoenergijskih čestica, a takvi se sudari događaju u blizini kosmičkih objekata koji su bitno različiti od običnih zvezda.

Nastanak visokoenergijskih neutrina usko je povezan s nastankom kosmičkih zraka. Kosmičke zrake su nabijene visokoenergijske čestice koje dolaze iz svemira. Obično su to protoni (oko 90%) i jezgre helija (oko 10%) te manjim delom teže jezgre. Otkrio ih je, 1912. godine, Victor Hess. Kosmičke zrake nižih energija većinom su galaktičkog porekla i vezane su, ponovo, uz eksplozije supernova. Kosmičke zrake najviših energija gotovo su sigurno izvangalaktičkog porekla. Nekoliko je potencijalnih kandidata za njihove izvore: aktivne galaktičke jezgre i provale gama-zraka. To su ujedno i potencijalni kandidati za izvore visokoenergijskih neutrina.

Aktivne galaktičke jezgre (engl. active galaxy nuclei, AGN) su jezgre dalekih aktivnih galaksija. U njihovim središtima nalaze se ogromne crne rupe, milijardu puta masivnije od Sunca. Nazivamo ih supermasivnim crnim rupama. Crnu rupu svake aktivne galaktičke jezgre okružuje akrecijski disk – tvar u obliku diska koja kruži oko crne rupe. Tvar iz okolne galaksije preko akrecijskog diska delom pada u crnu rupu pri čemu nastaje jedan od najfascinantnijih fenomena astročestične fizike danas – ultrarelativistički mlaz (engl. jet). Svaka aktivna galaktička jezgra ima dva takva mlaza koji izlaze u suprotnim smerovima okomito na ravninu akrecijskog diska. Mlazovi se tipično protežu na desetke hiljada svetlosnih godina (što odgovara promeru manje galaksije). Visokoenergijske gama-zrake nastaju u tim mlazovima, a vrlo verovatno i kosmičke zrake i visokoenergijski neutrini. 



Explosion of gamma rays by xONowaOx

gama zraci

Druga moguća vrsta izvora astrofizičkih neutrina su provale gama-zraka (engl. gamma ray burst, GRB). Ti su čudni fenomeni otkriveni slučajno, 60-ih godina 20. veka, i do nedavno su slovili kao najmisterioznije pojave astrofizike. Radi se o iznenadnim i kratkim pulsevima gama-zraka koji se pojavljuju nasumično iz različitih područja neba. Trajanje tih pulseva je od delića sekunde do par desetaka sekundi. Gama-sateliti opažaju jedan do dva takva događaja na dan. Upravo dok sam pisao ovaj odlomak stigla mi je mailom obavest o novoj provali gama-zraka. Takve su dojave uobičajene u astročestičnoj zajednici jer su isti kosmički objekti često izvori i gama-zraka i kosmičkih zraka i astrofizičkih neutrina.

Detekcija astrofizičkih neutrino

Premda neutrini međudeluju s tvari izuzetno slabo, ipak međudeluju. Verovatnost pojedine interakcije neutrino-atom iznimno je mala. Međutim, tu je činenicu moguće kompenzovati ogromnim brojem neutrina i atoma koji su u igri. Što je veći tok neutrina (broj neutrina koji u jedinici vremena prolaze kroz jedinicu površine) i što je veća količina tvari kroz koju neutrini prolaze to je veća i učestalost opažanja neutrina.
Neutrino možemo opaziti samo posredno - pomoću drugih čestica koje nastanu međudelovanjem neutrina i atoma. Zapravo, neutrino ne međudeluje s atomom u celini nego samo s jednim kvarkom jednog nukleona u atomskoj jezgri. Moguće su dve vrste takvih interakcija. U prvoj neutrino ostaje neutrino (fizičari tada govore o “neutralnoj struji”), a u drugoj se neutrino transformiše u nabijenu česticu (to fizičari nazivaju “nabijenim strujama”).




Konkretno, elektronski neutrino stvara elektron, mionski neutrino mion, a tau-neutrino tau-lepton. Za posrednu detekciju astrofizičkih neutrina daleko je najpogodnija interakcija u kojoj nastaje mion. Tau-lepton nastaje retko i živi vrlo kratko – ako uopšte i nastane, brzo se raspadne u druge čestice. Kao druga krajnost, elektron nastaje najčešće i živi praktički večno (ne raspada se uopšte). Međutim, kratko nakon nastanka, elektron međudeluje s drugim elektronima u tvari pa uspeva proći tek nekoliko metara kroz tvar. Na kraju, mion ima pravu meru iz perspektive opažača astofizičkih neutrina. Nakon nastanka prolazi više kilometara kroz tvar, zavisno o energiji. Dakle mionski neutrino visoke energije može, u tvari, stvoriti mion visoke energije. No, čak ni taj mion ne opažamo neposredno. Možemo ga opaziti posredno preko Čerenkovljevog zračenja koje u sredstvu (vodi ili ledu) stvara mion.




IceCube Laboratory



Zemaljska gama-astronomija i neutrinska astronomija nemaju zajedničke samo objekte posmatranja. Zajednička im je i bit detekcijske metode – posredna detekcija astročestica preko Čerenkovljevog zračenja koje u zemaljskom prozirnom mediju (zraku, vodi ili ledu) stvaraju visokoenergijske sekundarne čestice.

Neutrinska astronomija

Nabijena čestica, koja nastaje međudelovanjem neutrina s tvari, giba se gotovo istim smerom kojim se gibao izvorni neutrino. Na primer, razlika u smeru gibanja miona i neutrina manja je od jednog stepena. Ta je činjenica ključna za postojanje neutrinske astronomije. Naime, da bi se nova vrsta opažanja neba mogla smatrati astronomijom mora imati svoje izvore. Ako se astročestice ne mogu povezati s izvorom nema izvora pa nema ni astronomije.
Na početku priče o detekciji neutrina rekli smo “što je veća količina tvari kroz koju neutrini prolaze to je veća i učestalost opažanja neutrina”. Ta količina tvari mora biti stvarno velika, reda veličine kubičnog kilometra (1 km  1 km  1 km). Drugi zahtev na tvar koja čini detektor neutrina je transparentnost ili prozirnost sredstva. Neutrine detektiujemo posredno preko Čerenkovljeve svetlosti koju emituju mioni u sredstvu, a Čerenkovljeva se svetlost širi samo kroz prozirno sredstvo. Dakle, detektorsko sredstvo mora biti ogromno i prozirno. S obzirom na ograničenje koje postavlja cena detektora, nameće se prirodni izbor tvari kojih u obilju ima u prirodi: voda ili led. Postoje velike količine čiste vode pri dnu dubokih jezera i mora te velike količine vrlo čistog leda ispod polarnih kapa. U vodu ili led se stavljaju veliki prostorni nizovi detektora koji čine neutrinski teleskop. Pojedinačne detektore neutrinskog teleskopa nazivamo optičkim modulima. To su nezavisne jedinice koje mogu opaziti Čerenkovljevu svetlost. Zavisno o tome koji su moduli detektovali koliko svetlosti može se precizno izračunati smer i energija miona odnosno pripadajućeg neutrina koji je stvorio taj mion.




Čerenkova svetlost


Na velikoj dubini, od par kilometara, ispod površine vode ili polarnog leda, vlada potpuni mrak. To je još jedan razlog zašto se moduli neutrinskog teleskopa spuštaju vrlo duboko. Na taj su način eliminisani mnogi signali iz drugih izvora koji bi mogli ometati opažanja neutrina. Ipak, postoje događaji koje neutrinski teleskopi povremeno registruju, a koji ne potiču iz promatranog kosmičkog objekta. Takvi su događaji, zvani šum ili pozadina, prisutni u svakom eksperimentu. Glavni izvor šuma neutrinskih teleskopa su atmosferski neutrini. Kad kosmička zraka upadne u atmosferu stvori mnoštvo sekundarnih čestica od kojih se neke raspadaju tako da stvaraju mione. Mioni se pak raspadaju stvarajući mionske neutrine koji prolaze kroz celu zemaljsku kuglu (i dolaze do neutrinskog teleskopa s donje strane). Glavni problem neutrinske astronomije stoga je razlikovanje atmosferskih neutrina, koji su nastali u Zemljinoj atmosferi, od astrofizičkih neutrina, koji su nastali u dalekom kosmičkom izvoru. Problem nije jednostavan, no u grubim crtama osnovna je razlika u tome što astrofizički neutrini u proseku imaju više energije od atmosferskih.

Možda najzanimljivija činjenica vezana uz neutrinske teleskope, kao što su ANTARES i IceCube, je ta da oni ne gledaju kosmičke izvor koji su gore, iznad teleskopa, nego dole, ispod teleskopa. Naravno, ispod teleskopa je cela zemaljska kugla no to za neutrine nije smetnja. Štaviše, ako je čestica upala u teleskop s donje strane onda to može biti samo neutrino ili mion stvoren od neutrina. I za kraj, teleskopi poput IceCubea i ANTARES-a svakodnevno opažaju neutrine. Većina njih su atmosferski neutrini (šum), a poneki astrofizički neutrini (signal). Broj opaženih astrofizičkih neutrina još je uvek premali da bismo mogli pouzdano tvrditi da dolaze iz određenog izvora. Rekli smo, nema izvora nema astronomije. Ako strogo sudimo, neutrinska astronomija zapravo još nije rođena. Međutim, sigurno je na samom pragu rođenja.

2 коментара: