nötrino astronomi - Neutrino astronomy
Nötrino astronomisi , astronomik nesneleri özel gözlemevlerinde nötrino dedektörleri ile gözlemleyen astronomi dalıdır . Nötrinolar belirli türde bir sonucu olarak oluşturulan radyoaktif çürüme , nükleer reaksiyonlar böyle yer alması gibi Güneş de, ya da yüksek enerjili astrofiziksel fenomenler nükleer reaktörlerde zaman veya kozmik ışınlar atmosferde atomları çarptı. Nötrinolar madde ile nadiren etkileşime girerler, yani fotonların aksine yörüngeleri boyunca dağılmaları pek olası değildir. Bu nedenle, nötrinolar , Güneş'in çekirdeğindeki reaksiyonlar gibi optik teleskoplarla erişilemeyen süreçleri gözlemlemek için eşsiz bir fırsat sunar . Nötrinolar ayrıca yüklü parçacık kozmik ışınlara kıyasla çok güçlü bir işaret yönü sunabilir.
Nötrinolar zayıf etkileşime girdiğinden, nötrino dedektörleri büyük hedef kütlelere (genellikle binlerce ton) sahip olmalıdır. Dedektörler ayrıca arka plan sinyalini kaldırmak için koruyucu ve etkili yazılım kullanmalıdır.
Tarih
Nötrinolar ilk olarak 1956'da Clyde Cowan ve Frederick Reines tarafından yakındaki bir nükleer reaktörün nötrino kaynağı olarak kullanıldığı bir deneyde kaydedildi . Buluşları 1995 yılında Nobel Fizik Ödülü ile kabul edildi .
Bunu 1965'te neredeyse aynı anda iki grup tarafından ilk atmosferik nötrino tespiti izledi . Biri, Güney Afrika'daki East Rand altın madeninde 8.8 km'lik bir su derinliği eşdeğerinde sıvı bir sintilatör - Case-Witwatersrand-Irvine veya CWI dedektörü - çalıştıran Frederick Reines tarafından yönetildi . Diğeri, Hindistan'daki Kolar Altın Sahası madeninde 7,5 km'lik eşdeğer bir su derinliğinde işletilen Bombay-Osaka-Durham işbirliğiydi . KGF grubu nötrino adaylarını Reines CWI'den iki ay sonra tespit etmesine rağmen, bulgularını iki hafta önce yayınlamaları nedeniyle onlara resmi öncelik verildi.
1968'de Raymond Davis, Jr. ve John N. Bahcall , Homestake deneyinde ilk güneş nötrinolarını başarıyla tespit ettiler . Davis, Japon fizikçi Masatoshi Koshiba ile birlikte 2002 Nobel Fizik Ödülü'nün yarısına "astrofiziğe öncü katkılarından, özellikle kozmik nötrinoların saptanmasında katkılarından dolayı" layık görüldü (diğer yarısı, Riccardo Giacconi'ye karşılık gelen öncü katkılar için gitti . kozmik X-ışını kaynaklarının keşfi).
İlk nesil denizaltı nötrino teleskop projeleri , 1960 yılında Moisey Markov'un önerisiyle başladı "...bir gölün veya denizin derinliklerine dedektörler yerleştirmek ve Cherenkov radyasyonunun yardımıyla yüklü parçacıkların yerini belirlemek ."
İlk sualtı nötrino teleskopu, DUMAND projesi olarak başladı . DUMAND, Derin Sualtı Muon ve Nötrino Dedektörü anlamına gelir. Proje 1976'da başladı ve sonunda 1995'te iptal edilmesine rağmen, sonraki yıllarda aşağıdaki teleskopların çoğunun öncüsü olarak hareket etti.
Baykal Nötrino Teleskop güney kesiminde yüklenir Baykal Gölü Rusya'da. Dedektör 1,1 km derinlikte bulunuyor ve 1980'de araştırmalara başladı. 1993'te, müon yörüngelerini yeniden yapılandırmak için üç diziyi kullanan ve su altında atmosferik nötrinoları kaydeden ilk kişi oldu.
AMANDA (Antarktika Müon ve Nötrino Dedektör Dizisi) Güney Kutbu'ndaki 3 km kalınlığındaki buz tabakasını kullandı ve Amundsen-Scott istasyonundan birkaç yüz metre uzaklıkta bulunuyordu . 60 cm çapında delikler, su yeniden donmadan önce optik modüllere sahip dizilerin yerleştirildiği basınçlı sıcak su ile delinmiştir. Işığın hava kabarcıkları üzerine saçılması nedeniyle derinliğin yörüngeyi yeniden oluşturabilmek için yetersiz olduğu kanıtlandı. 1995/96'da, yolun yeniden inşası için yeterli olan yaklaşık 2000 m derinliğe 4 telden oluşan ikinci bir grup eklendi. AMANDA dizisi daha sonra 1500 m ile 2000 m arasında bir derinlik aralığında toplam 667 optik modüle sahip 19 diziden oluştuğunda Ocak 2000'e kadar yükseltildi. AMANDA sonunda 2005 yılında IceCube'un öncülü olacaktı .
Erken bir nötrino dedektörü örneği olarak , Soledar (Ukrayna) tuz madeninde 100 m'den daha derinde bulunan Artyomovsk sintilasyon dedektöründen (ASD) bahsedelim . 1969'da SSCB Bilimler Akademisi Nükleer Araştırma Enstitüsü'nün Yüksek Enerji Leptonları ve Nötrino Astrofiziği Bölümü'nde, Galaksideki çöken yıldızlardan gelen antinötrino akılarını ve ayrıca kozmik ışınların müonlarının spektrumunu ve etkileşimlerini incelemek için kuruldu. 10 ^ 13 eV'ye kadar enerjilerle. Dedektörün bir özelliği, 100 GeV başlangıç enerjisine sahip bir elektromanyetik duşun uzunluğu sırasına göre boyutlara sahip 100 tonluk bir sintilasyon tankıdır.
21'inci yüzyıl
DUMAND'ın düşüşünden sonra, katılımcı gruplar Akdeniz'deki derin deniz seçeneklerini keşfetmek için üç kola ayrıldı. ANTARES , Fransız Akdeniz kıyılarında Toulon açıklarındaki bölgede deniz tabanına demirlendi. Her biri üç optik modül, bir elektronik kap ve maksimum 2475 m derinliğe kadar kalibrasyon cihazları ile donatılmış 25 "kat" taşıyan 12 diziden oluşur.
NEMO (NEutrino Akdeniz Gözlemevi), İtalyan gruplar tarafından kilometreküp ölçekli bir derin deniz dedektörünün fizibilitesini araştırmak için takip edildi. Sicilya'nın Güneydoğu kıyısında, Capo Passero'nun yaklaşık 100 km açığında 3.5 km derinlikte uygun bir yer tespit edildi. 2007-2011 yılları arasında ilk prototipleme aşaması, Catania yakınlarında 2 km derinlikte birkaç hafta boyunca konuşlandırılmış 4 çubuklu bir "mini kuleyi" test etti. İkinci aşama ve tam boyutlu prototip kulenin konuşlandırılması planları KM3NeT çerçevesinde yürütülecek.
NESTOR Projesi 4 km'lik bir derinliğe 2004 yılında kurulup kıyı sonlandırılacaktır zorla kablonun bir başarısızlık kadar bir ay boyunca işletilmiştir. Alınan veriler detektörün işlevselliğini başarıyla gösterdi ve atmosferik müon akışının bir ölçümünü sağladı. Kavram kanıtı, KM3Net çerçevesinde uygulanacaktır.
İkinci nesil derin deniz nötrino teleskop projeleri, DUMAND öncüleri tarafından orijinal olarak tasarlanan boyuta ulaşır veya hatta onu aşar. ICECUBE , Güney Kutbu'nda bulunan ve selefi AMANDA birleştiren Halen Antarktika buz 2550 m 1450 derinliklerde 86 dizeleri yüklü 5160 dijital optik modülden oluşmaktadır Aralık 2010'da tamamlanmıştır. KM3NeT Akdeniz'de ve GVD , hazırlık / prototip aşamasında bulunmaktadır. IceCube aletleri 1 km 3 buz. GVD'nin de 1 km 3'ü kapsaması planlanıyor, ancak çok daha yüksek bir enerji eşiğinde. KM3NeT birkaç km kapsayacak şekilde planlanmıştır 3 ve iki bileşeni vardır; ARCA ( Uçurumdaki Kozmiklerle Astropartikül Araştırması ) ve ORCA ( Uçurumdaki Kozmiklerle Salınım Araştırması ). Hem KM3NeT hem de GVD inşaatlarının en azından bir kısmını tamamladı ve bu ikisinin IceCube ile birlikte küresel bir nötrino gözlemevi oluşturması bekleniyor.
Temmuz 2018'de, IceCube Nötrino Gözlemevi , Eylül 2017'de Antarktika merkezli araştırma istasyonlarını vuran son derece yüksek enerjili bir nötrinoyu 3,7 milyar ışıkyılı uzaklıkta bulunan blazar TXS 0506+ 056'daki başlangıç noktasına kadar izlediklerini duyurdu. Orion takımyıldızı yönünde . Bu, uzayda bir nesnenin yerini belirlemek için bir nötrino dedektörünün kullanıldığı ve bir kozmik ışın kaynağının tanımlandığı ilk zamandır.
Algılama yöntemleri
Nötrinolar madde ile inanılmaz derecede nadiren etkileşir, bu nedenle nötrinoların büyük çoğunluğu etkileşime girmeden bir dedektörden geçer. Bir nötrino etkileşime girerse, bunu yalnızca bir kez yapacaktır. Bu nedenle, nötrino astronomisini gerçekleştirmek için yeterli istatistik elde etmek için büyük dedektörler kullanılmalıdır.
Nötrino algılama yöntemi, nötrino enerjisine ve türüne bağlıdır. Ünlü bir örnek, anti-elektron nötrinolarının dedektördeki bir çekirdek ile ters beta bozunması yoluyla etkileşebilmesi ve bir pozitron ve bir nötron üretebilmesidir. Pozitron hemen bir elektronla yok olacak ve iki 511keV foton üretecek. Nötron başka bir çekirdeğe bağlanacak ve birkaç MeV enerjili bir gama yayacaktır. Genel olarak, nötrinolar, nötr akım ve yüklü akım etkileşimleri yoluyla etkileşime girebilir. Nötr akım etkileşimlerinde, nötrino bir çekirdek veya elektron ile etkileşir ve nötrino orijinal lezzetini korur. Yüklü akım etkileşimlerinde, nötrino çekirdek tarafından emilir ve nötrino aromasına ( , , vb.) karşılık gelen bir lepton üretir . Yüklü bileşkeler yeterince hızlı hareket ediyorsa Cherenkov ışığı oluşturabilirler .
Nötrino etkileşimlerini gözlemlemek için dedektörler, tek tek fotonları algılamak için fotoçoğaltıcı tüpler (PMT'ler) kullanır. Fotonların zamanlamasından, nötrino etkileşiminin zamanını ve yerini belirlemek mümkündür. Nötrino etkileşimi sırasında bir müon yaratırsa, müon bir çizgide hareket ederek Cherenkov fotonlarının bir "izini" yaratacaktır. Bu izden elde edilen veriler, müonun yönlülüğünü yeniden oluşturmak için kullanılabilir. Yüksek enerji etkileşimleri için, nötrino ve müon yönleri aynıdır, dolayısıyla nötrino'nun nereden geldiğini söylemek mümkündür. Bu, güneş dışı sistem nötrino astronomisinde yönü gösteren önemlidir. Zaman, konum ve muhtemelen yön ile birlikte, nötrino enerjisini etkileşimlerden çıkarmak mümkündür. Yayılan fotonların sayısı, nötrino enerjisi ile ilgilidir ve nötrino enerjisi, güneş ve jeo-nötrinolardan gelen akıları ölçmek için önemlidir.
Nötrino etkileşimlerinin nadir olması nedeniyle, düşük bir arka plan sinyalini korumak önemlidir. Bu nedenle, çoğu nötrino dedektörü, bir kaya veya su örtüsü altında inşa edilir. Bu aşırı yük, atmosferdeki çoğu kozmik ışına karşı kalkan oluşturur; sadece en yüksek enerjili müonlardan bazıları dedektörlerimizin derinliklerine nüfuz edebilir. Detektörler, nötrinolarla karıştırılmaması için müonlardan gelen verilerle uğraşmanın yollarını içermelidir. Daha karmaşık önlemlerle birlikte, bir müon izi ilk olarak istenen "referans" hacminin dışında algılanırsa, olay bir müon olarak kabul edilir ve dikkate alınmaz. Referans hacminin dışındaki olayları göz ardı etmek, dedektörün dışındaki radyasyondan gelen sinyali de azaltır.
Koruma çabalarına rağmen, bazı arka planların, dedektörün kendisinde birçok kez radyoaktif kirlilikler şeklinde dedektöre girmesi kaçınılmazdır. Bu noktada, arka plan ile gerçek sinyal arasında ayrım yapmak mümkün değilse, arka planı modellemek için bir Monte Carlo simülasyonu kullanılmalıdır. Tek bir olayın arka plan mı yoksa sinyal mi olduğu bilinmese de, istenen sinyalin varlığını gösteren arka plan hakkında tespit ve fazlalık tespit etmek mümkündür.
Uygulamalar
Güneş gibi astronomik cisimler ışık kullanılarak incelendiğinde, cismin yalnızca yüzeyi doğrudan gözlemlenebilir. Bir yıldızın çekirdeğinde üretilen herhangi bir ışık, yıldızın dış katmanlarındaki gaz parçacıkları ile etkileşerek yüzeye çıkması yüz binlerce yıl alacak ve çekirdeği doğrudan gözlemlemeyi imkansız hale getirecektir. Nötrinolar yıldızların çekirdeklerinde de ( yıldız füzyonunun bir sonucu olarak ) oluşturulduğundan, çekirdek nötrino astronomisi kullanılarak gözlemlenebilir. Gibi neutrinos- diğer kaynaklar nötrino supernovae- tarafından serbest tespit edilmiştir. Birkaç nötrino deneyi, bir süpernova olayına işaret edebilecek bir nötrino akışı artışını araştırdıkları Süpernova Erken Uyarı Sistemini (SNEWS) oluşturdu. Şu anda aktif galaktik çekirdekler (AGN) gibi diğer kaynaklardan gelen nötrinoları, ayrıca gama ışını patlamaları ve yıldız patlaması galaksilerini tespit etme hedefleri var . Nötrino astronomisi de dolaylı olarak karanlık maddeyi tespit edebilir.
süpernova uyarısı
Yedi nötrino deneyi (Super-K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino , Daya Bay ve HALO) Süpernova Erken Uyarı Sistemi ( SNEWS ) olarak birlikte çalışır . Bir çekirdek çöküş süpernovasında, salınan enerjinin yüzde doksan dokuzu nötrinolarda olacaktır. Fotonlar yoğun süpernovada saatlerce hapsolabilirken, nötrinolar saniyeler içinde kaçabilirler. Nötrinolar kabaca ışık hızında hareket ettiğinden, fotonlardan önce Dünya'ya ulaşabilirler. İki veya daha fazla SNEWS dedektörü artan bir nötrino akışının tesadüfünü gözlemlerse, profesyonel ve amatör gökbilimcilere süpernova ışığını aramaları için bir uyarı gönderilir. Alarm, dedektörler arasındaki mesafeyi ve algılamalar arasındaki zaman farkını kullanarak, süpernovanın gökyüzündeki konumuyla ilgili yönselliği de içerebilir.
yıldız süreçleri
Güneşimiz, diğer yıldızlar gibi, çekirdeğindeki nükleer füzyondan güç alır. Çekirdek inanılmaz derecede büyük, yani çekirdekte üretilen fotonların dışa doğru yayılması uzun zaman alacak. Bu nedenle nötrinolar, güneşimizdeki nükleer süreçler hakkında gerçek zamanlı veriler elde etmemizin tek yoludur.
Yıldız nükleer füzyonu için iki ana süreç vardır. İlki, protonların helyuma kaynaştırıldığı, bazen geçici olarak yol boyunca lityum, berilyum ve bor gibi daha ağır elementleri oluşturduğu Proton-Proton (PP) zinciridir. İkincisi, karbon, nitrojen ve oksijenin protonlarla kaynaştığı ve daha sonra döngüye yeniden başlamak için alfa bozunmasına (helyum çekirdeği emisyonu) uğradığı CNO döngüsüdür. PP zinciri güneşimizdeki ana süreçtir, CNO döngüsü ise 1,3 güneş kütlesi ile güneşimiz gibi yıldızlarda baskındır.
İşlemdeki her adım, nötrino için izin verilen bir enerji spektrumuna (veya elektron yakalama işlemleri için ayrı bir enerjiye) sahiptir. Farklı enerjilerdeki akışı gözlemleyerek, güneşteki nükleer süreçlerin nispi oranları belirlenebilir. Bu, daha ağır elementlerin bileşimi olan metaliklik gibi güneşin özelliklerine dair fikir verecektir.
Borexino, solar nötrinoları inceleyen dedektörlerden biridir. 2018'de, iki protonun bir elektronla (pep nötrinoları) kaynaşmasından nötrinoların varlığı için 5σ önemi buldular. 2020'de güneşimizde ilk kez CNO nötrinolarının kanıtını buldular. CNO ölçümündeki iyileştirmeler, özellikle Güneş'in metalikliğini belirlemede yardımcı olacaktır.
Dünyanın bileşimi ve yapısı
Yerin iç radyoaktif gibi unsurları içeren ve sönüm zincirleri ve . Bu elementler , bir anti-nötrino yayan Beta bozunması yoluyla bozunur . Bu anti-nötrinoların enerjileri ana çekirdeğe bağlıdır. Bu nedenle, enerjinin bir fonksiyonu olarak anti-nötrino akısını saptayarak, bu elementlerin nispi bileşimlerini elde edebilir ve Dünya'nın jeo-reaktörünün toplam güç çıkışına bir sınır koyabiliriz. Dünyanın çekirdeği ve mantosu hakkındaki mevcut verilerimizin çoğu, bu katmanların nükleer bileşimi hakkında herhangi bir bilgi sağlamayan sismik verilerden gelmektedir.
Borexino, süreç boyunca bu jeo-nötrinoları tespit etti . Ortaya çıkan pozitron hemen bir elektronla yok olacak ve her biri 511keV (bir elektronun geri kalan kütlesi) enerjiye sahip iki gama ışını üretecektir . Nötron daha sonra başka bir çekirdek tarafından yakalanacak ve bu, çekirdek uyarıldığında 2.22 MeV'lik bir gama ışını yol açacaktır. Bu işlem ortalama olarak 256 mikrosaniye sürer. Deneyciler, bu gama ışınlarının zaman ve mekansal çakışmasını araştırarak bir olay olduğundan emin olabilirler.
3.200 günden fazla veri kullanan Borexino, mantonun bileşimi ve güç çıkışına kısıtlamalar getirmek için jeonötrinoları kullandı. Bunlar oranı tespit Ortaya kondritik göktaşı gibi aynıdır. Dünya'nın mantosundaki uranyum ve toryumdan elde edilen güç çıkışı, %68'lik bir güven aralığı ile 14.2-35.7 TW olarak bulundu.
Nötrino tomografisi ayrıca Dünya'nın iç kısmı hakkında bilgi sağlar. Birkaç TeV enerjisine sahip nötrinolar için, Dünya'dan geçerken etkileşim olasılığı ihmal edilemez hale gelir. Etkileşim olasılığı, doğrudan yoğunlukla ilgili olan, nötrino'nun yolu boyunca geçtiği nükleonların sayısına bağlı olacaktır. İlk akı biliniyorsa (atmosferik nötrinolarda olduğu gibi), o zaman son akıyı tespit etmek, meydana gelen etkileşimler hakkında bilgi sağlar. Yoğunluk daha sonra bu etkileşimlerin bilgisinden tahmin edilebilir. Bu, sismik verilerden elde edilen bilgiler üzerinde bağımsız bir kontrol sağlayabilir.
2018 yılında, nötrino tomografisi yapmak için bir yıllık IceCube verileri değerlendirildi. Analiz, nötrinoların Dünya'dan geçtikten sonra hem enerjisini hem de yönünü sağlayan yukarı doğru giden müonları inceledi. Beş katman sabit yoğunluğa sahip bir Dünya modeli verilere uygundu ve elde edilen yoğunluk sismik verilerle uyumluydu . Dünyanın toplam kütlesi, çekirdeğin kütlesi ve eylemsizlik momenti için belirlenen değerler, sismik ve yerçekimi verilerinden elde edilen verilerle uyumludur. Mevcut verilerle, bu değerler üzerindeki belirsizlikler hala büyük, ancak IceCube ve KM3NeT'den gelecek veriler bu veriler üzerinde daha sıkı kısıtlamalar getirecek.
Yüksek enerjili astrofiziksel olaylar
Nötrinolar ya birincil kozmik ışınlar (astrofiziksel nötrinolar) olabilir ya da kozmik ışın etkileşimlerinden üretilebilir. İkinci durumda, birincil kozmik ışın atmosferde pionlar ve kaonlar üretecektir . Bu hadronlar bozunurken nötrinolar (atmosferik nötrinolar olarak adlandırılır) üretirler. Düşük enerjilerde, atmosferik nötrinoların akışı, astrofiziksel nötrinolardan birçok kat daha fazladır. Yüksek enerjilerde, pionlar ve kaonlar daha uzun bir ömre sahiptir (göreceli zaman genişlemesi nedeniyle). Hadronların artık çürümeden önce etkileşime girme olasılıkları daha yüksektir. Bu nedenle, astrofiziksel nötrino akısı yüksek enerjilerde (~100TeV) hakim olacaktır. Yüksek enerjili nesnelerin nötrino astronomisini gerçekleştirmek için deneyler, en yüksek enerjili nötrinolara dayanır.
Uzak nesnelerin astronomisini gerçekleştirmek için güçlü bir açısal çözünürlük gereklidir. Nötrinolar elektriksel olarak nötrdür ve zayıf etkileşirler, bu nedenle çoğunlukla düz çizgilerde bozulmadan hareket ederler. Nötrino bir dedektör içinde etkileşir ve bir müon üretirse, müon gözlemlenebilir bir iz üretecektir. Yüksek enerjilerde, nötrino yönü ve müon yönü yakından ilişkilidir, bu nedenle gelen nötrino yönünü geriye doğru izlemek mümkündür.
Bu yüksek enerjili nötrinolar, enerjik astrofiziksel süreçler tarafından üretilen birincil veya ikincil kozmik ışınlardır. Nötrinoları gözlemlemek, elektromanyetik radyasyonla gözlemlenebilenlerin ötesinde bu süreçlere dair içgörü sağlayabilir. Uzak bir blazardan tespit edilen nötrino durumunda, uzaysal çakışmayı göstermek için çok dalga boylu astronomi kullanıldı ve blazarın kaynak olduğunu doğruladı. Gelecekte, nötrinolar elektromanyetik ve yerçekimi gözlemlerini desteklemek için kullanılabilir ve bu da çoklu haberci astronomisine yol açabilir.
Ayrıca bakınız
Referanslar
Dış bağlantılar
-
İlgili Medya Nötrino astronomi Wikimedia Commons
