Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie"— Zapis prezentacji:

1 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Otwarte pytania astrofizyki Identyfikacja źródeł promieniowania kosmicznego wysokich energii Zrozumienie pochodzenia UHECR (Ultra Hight Energy Cosmic Rays) – to jest chyba podstawowe i najważniejsze pytanie Wyjaśnienie zagadki ciemnej materii Neutrina a astrofizyka mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

2 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
ASTROFIZYKA NEURTRIN Porównanie informacji niesionej przez promieniowanie kosmiczne – protony, ciężkie jądra fotony neutrina Efekt GZK Mechanizm produkcji neutrin SNR AGN GRB Przypomnienie Strumienie / energie neutrin Posumowanie mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

3 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Nośniki informacji Przypomnienie Wiedza o wszechświecie jest oparta na 4 nośnikach informacji, którymi są Fotony - pewnie najlepiej i najdawniej badane Promienie kosmiczne (protony, inne jądra, elektrony etc) Neutrina Fale grawitacyjne (?) Ogh mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

4 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
zjawiska w których występują neutrina procesy zachodzące w Słońcu (gwiazdach) procesy zachodzące w SN kosmologia promieniowanie kosmiczne Aktywne jądra galaktyk (AGN) oraz GRB mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

5 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Astrofizyka neutrin Energetyczne widmo neutrin – zbadany obszar neutrin słonecznych, atmosferycznych migneco ? mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

6 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Promieniowanie kosmiczne (CR) Strumień CR w funkcji energii Zmiany strumienia – arbitrary units Zmiany energii eV Jaki jest mechanizm przyspieszania promieniowania kosmicznego 102 10-28 1021 1012 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

7 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Promieniowanie kosmicznego Obserwacja Varenna Strumień promieni kosmicznych Obserwacja promieniowania Kosmicznego - Strumień pozagalaktyczny definiuje skalę modeli przyspieszania mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

8 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Podsumowuję strumień promieniowania kosmicznego Waxman mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

9 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Promieniowanie kosmiczne Najwyższe energie Waxman mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

10 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie promieniowania przez Wszechświat: FOTONY Znajomość Wszechświata oparta jest na obserwacji Fotonów Mają szereg zalet jako nośniki informacji Neutralne Produkowane w dużej liczbie Łatwe w detekcji Niosą informacje o własnościach fizycznych i składzie chemicznym źródeł Ale gorące i gęste rejony centralne gwiazd, AGN i innych źródeł energii są całkowicie dla fotonów nieprzezroczyste i badanie takich obszarów przy pomocy fotonów nie jest możliwe fotony HE oddziaływają z CMB, powstają pary e+ e- (efekt GZK). Uniemożliwia to obserwacje dla odległości > 100 Mpc w obszarze energii fotonów > 10 TeV mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

11 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie cząstek przez Wszechświat : NUKLEONY Efekt GZK, czyli Greisena, Zatsepina, Kuzmina Nukleony mogą w reakcji: p + g 3 K  D  p + N oddziaływać z CMB (cosmic microwave background) produkować piony Związek m. energią protonu i g na progu produkcji D Ep Eg = (ED2 – Ep2) / 2 Ponieważ ECMBR ~ 6.6·10-4 eV produkcja D zachodzi powyżej energii progowej rzędu Ep > 3* 1019 eV intro_astro/spec_proton_one.html mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

12 Przechodzą przez Wszechświat NUKLEONY Przewidywania efektu GZK
Dla wysokoenergetycznych promieni kosmicznych CMB jest wiązka promieni gamma (E>140 MeV w CMS). Nukleony mogą produkować piony na CMB proton + g Czas życia (osłabienia) powyżej progu GZK dla protonów jest 108 lat, poniżej tego progu lat Osłabienie strumienia powyżej obcięcia GZK jest 1/100 (stosunek strumienia z GZK / strumienia bez GZK) Straty energii na fotonach CMB cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt Zakłada: Specjalna teoria względności i znane fakty (produkcja pionow epiphany.ifj.edu.pl/current/ programme/pres/sommers_astrophysics.ppt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

13 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie cząstek przez Wszechświat : NEUTRINA Dlaczego neutrina: Wszyscy wiedzą, n są Lekkie Neutralne Słabo oddziaływujące*) Doskonałe do badań astrofizycznych Nie są odchylane w polach magnetycznych – przychodzą z kierunku źródła Ich strumień nie jest osłabiany – przebywają odległości ~ Gpc Obserwacja jest trudna - s *)Ale: Wszechświat może się stać nie przezroczysty dla neutrin o bardzo wielkich energiach, produkcja Z, W Yoshida mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

14 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie cząstek przez Wszechświat Neutrina i Relict Neutrino Background (RNB), Gdy Temperatura Wszechświata wynosiła 1012 K (temperatura poniżej progu na produkcje mionów, powyżej na produkcje elektronów) elektrony fotony neutrina w równowadze termicznej Elektrony i neutrina mają rozkład Fermiego, Fotony mają rozkład Bosego Gdy Wszechświat się rozszerza gęstość neutrin maleje przestają być w równowadze termicznej Maleje temperatura neutrin (obecnie Tn = 1.9 K) Ale są mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

15 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie cząstek przez Wszechświat NEUTRINA Z burst model Jeżeli istnieje RNB Wszechświat może się stać nie przezroczysty dla neutrin o bardzo wielkich energiach, rezonansowy wzrost s (nn) następuje produkcja Z w kanale s: En > eV Produkcja W n + n 2 K  Z-> X n + e -> W -> X’ Yoshida mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

16 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina Z burst model n + n 2 K  Z -> X En > eV mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

17 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie neutrin Obserwowane są cząstki przez Wszechświat powyżej obcięcia GZK Można (?) je wytłumaczyć bez odwoływania się do nowej fizyki „Z burst” a efekt GZK (yoshida) n n → e e, n n, m m, t t , q q UHE neutrino oddziaływując z Relic Neutrino Backround produkują kaskady m.in. hadronów, z rozpadów pionów i mionów powstają ponownie neutrina, elektrony i fotony etc W jetach hadronowych jest domieszka nukleonów Czy Ultra Hight Energy Cosmic Rays obserwowane powyżej obcięcia GZK są wynikiem kaskad neutrinowych? 3C279 is one of the brightest high-energy gamma-ray objects in the sky. This is all-the-more remarkable considering its tremendous distance of about 4 billion LY. 3C279 is now considered to be the archetypical member of a new class of active galaxies known as blazars. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

18 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie neutrin przez Wszechświat Ich widmo energetyczne jest / może być modyfikowane Sesto Fiorentino, Przechodząc przez materie neutrina tracą energię na skutek NC i CC We wnętrzu Ziemi / gwiazd są to oddziaływania n N oraz n e. W gęstych ośrodkach dochodzi do oddziaływań n n. Widmo energetyczne neutrin na drodze źródło – detektor jest modyfikowane przez środowisko źródła CMBR Ziemię Pytanie ile lnX przebywa neutrino R Ziemi > długość na oddziaływanie dla nm jeżeli E n ~ 35 TeV anty nm E anty n~60 TeV mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

19 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie cząstek przez Wszechświat Podsumowuję Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii 1020 eV tracą energię na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Protony promieniowania kosmicznego – ich kierunek jest rozmywany przez pola Magnetyczne. Strumień osłabiany przez zderzenia z promieniowaniem Reliktowym. Można uzyskać informacje z obszaru rzędu 50 Mps, Fotony: ich strumień powyżej energii ~103 TeV jest osłabiony przez zderzenia z promieniowaniem reliktowym g + g CMB -> e+ + e- . (Takie fotony nie docierają do nas już z końca Galaktyki). Neutrina praktycznie nie oddziaływają. Trudne do rejestracji. Przy wysokich energiach tylko neutrina mogą dostarczyć bezpośredniej informacji o odległych czy też gęstych obszarach Powyżej energii ~100 TeV strumień neutrin jest osłabiany przez Ziemię mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

20 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie cząstek przez Wszechświat Fotony Nukleony Neutrina mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

21 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Podsumowując FOTONY NUKLEONY NEUTRINA Propagacja przez Wszechświat migneco High energy protons: 50 Mpc p g - > D -> p n Astrophysical source neutrinos High energy gammas:10 Mpc g g -> ee Low energy protons deflected mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

22 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Nośniki informacji o Wszechświecie Podsumowanie w funkcji energii: S. Barwick 2001 Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii 1020 eV tracą energię na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Fotony o energii rzędu 103 TeV nie dotrą na Ziemię ze względu na krotką drogę swobodną w promieniowaniu reliktowym g + g CBM e+ e- Neutrina niosą informację w szerokim zakresie Energii i Odległości GeV TeV PeV EeV mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

23 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Wysokoenergetyczne cząstki jak powstają HE neutrina we Wszechświecie Niezależnie od mechanizmu przyspieszania cząstki HE oddziaływają z CMBR oraz z ISM (Interstellar Medium). Zachodzą reakcje fotoprodukcji na fotonach nukleon-nukleon N p+ - powstają piony (neutrina) p + X + g p0 powstają gammy Czego można oczekiwać Strumień g i n jest podobny – izospin Widmo energii neutrin jest nie zaburzone g jest zmienione przez produkcję par (dla Eg> eV) Pojawienie się neutrin wysokiej energii wskazuje jednoznacznie na przyspieszanie cząstek w kosmosie. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

24 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Wysokoenergetyczne cząstki we Wszechświecie Jaki jest mechanizm przyspieszania promieniowania kosmicznego Jakie są źródła promieniowania kosmicznego ? ong mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

25 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Wysokoenergetyczne cząstki Wydaje się że istnieją 2 możliwości we Wszechświecie Rozpad dużej masy 2.przyspieszanie CR  1021 eV TOP – DOWN nie będę omawiać MX~102124 eV widmo gamm i neutrin E-2 decay or annihilation Bottom Up Top Down acceleration CR  1021 eV flat spectrum p,e at rest gammas and neutrinos mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

26 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Wysokoenergetyczne cząstki we przyspieszanie Wszechświecie Przyspieszanie protonów Czarna Mechanizm Fermiego daje dziura widmo energetyczne dN/dEp ~ E-2 Procesy zachodzące w jej otoczeniu „beam dump” na nukleonach na CMBR p + g -> n + p+ ~ promieniowanie kosmiczne + n -> p + p0 ~ promieniowanie kosmiczne + g mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

27 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie Mechanizm Fermiego Dla wyjaśnienia pochodzenia CR Naładowane cząstki oddziaływują z poruszającym się międzygwiezdnim polem magnetycznym Cząstki tracą lub zyskują energie W średniej zyskują Mechanizm Przyspieszania Fermiego wymaga Silnych pól magnetycznych Dużych obiektów kosmicznych Dużych prędkości fal uderzeniowych Warunki takie spełniają bardzo jasne źródła (kosmiczne akceleratory) SNR - Super Nova Remanenet AGN - Active Galactic Nuclei L~1047 erg / sec GRB - Gamma Ray Burst L~1052 erg / sec F/Fermi_acceleration.html mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

28 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
przyspieszanie cząstek Pozostałości wybuchu Super Nowej - SNR Kosmiczny „beam dump” halzen Neutrino Nobel S 2004 Wydaje się że strumień neutrin z SNR jest stały w czasie, E. Waxman: Sources of UHE-neutrinos Dla Magdy mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

29 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie cząstek Pozostałości wybuchu Super Nowej – widziana w X oraz g SNR: RX J widziana przez High Energy Spectroscopic System w gammach (Namibia): Eg: 800 GeV - 10 TeV w promieniowaniu X znana przed 2003, linie – jest to mapa w X Z obserwowanego strumienia g przewidywany strumień n ~40 / km2 /rok nouvelle/nov04/snr.en.shtml mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

30 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie cząstek AGN aktywne jądro galaktyki Istnieją galaktyki z bardzo silnym źródłem promieniowania, które jest silniejsze od promieniowania termicznego gwiazd. AGN Emitują promieniowanie elektromagnetyczne w szerokim zakresie energii podczerwień światło widzialne ultrafiolet X. Niektóre quasary emitują fale radiowe i promieniowanie gamma. Dla wytłumaczenia potrzebne jest szereg procesów fizycznych: promieniowanie termiczne (w podczerwieni) pyłów, synchrotronowe (fale radiowe), odwrotny efekt Comptona (X). mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

31 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie cząstek AGN własności są podobne do gwiazd ich widma nie są termiczne występują przy dużych z typy Seyferta (na ogół w galaktykach spiralnych) Blazary (BL Lack objects) Quasary (Quasi Stelar Objects jądro jest jaśniejsze od galaktyki) Wydaje się że typ zależy od kierunku obserwacji jetu Giant Radio Galaxy 3C 236 Jet – zogniskowany strumień zjonizowanego gazu (relatywistycznych elektronów)- 5.7 Mpc mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

32 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie cząstek AGN aktywne jądro galaktyki Aktywna galaktyka NGC 4261 w świetle optycznym i falach radiowych, „lobes” i akreujący dysk. Widoczna z Ziemi Teleskopu Hubble 400 Ly Ly mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

33 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie cząstek AGN aktywne jądro galaktyki Charakterystyki AGN Duża zmienność w czasie – strumień promieniowania może się zmieniać o czynnik 2 w czasie rzędu miesięcy (czy nawet dni). Ten czas definiuje (ogranicza) wymiary AGN do odległości przebywanej przez światło w czasie tygodni W widmach niektórych AGN szerokie linie emisyjne wskazujące na istnienie chmury zjonizowanego gazu (rekombinacja elektronów z atomami zjonizowanego gazu prowadzi do powstawania fotonów o dobrze określonej energii). Szerokość takich linii przez efekt Dopplera sugeruje istnienie w AGN chmur zjonizowanego gazu poruszających się z prędkością rzędu km/s. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

34 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
AGN Mechanizm powstawania jetów rozumowanie: Wydaje się że powstają na skutek akrecji materii przez supermasywna czarną dziurę. Argumenty: Duża świetlność duża zmienność Granica Eddingtona -> Grawitacja równoważy promieniowanie niewielki wymiar źródła duża masa Pomiar świetlności daje minimalną masę w granicy Eddigtona AGN mogą być wytłumaczone przez akrecję materii przez supermasywną czarną dziurę. w centrum galaktyki lecturenotes/hea/HEA_AGN_2003_04.ppt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

35 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie cząstek GRB - Gamma Ray Bursts Własności GRB oraz poświata Model „Fire Ball” : Internal and external Shock Możliwe modele źródła zaburzenia (central engine) GRB - Gamma Ray Bursts obserwacje Emisja fotonów (GRB) są to najbardziej gwałtowne procesy obserwowane we Wszechświecie. L ~ 1051 erg/sec GRB Występują z częstością (dla z~1) R GRB~ 3 / Gpc 3 year (obserwowane kilka GRB / dzień) - Występują 103 / rok Pochodzenie GRB jest pozagalaktyczne (pomiar z dla szeregu GRB) Mają rozkład izotropowy we Wszechświecie Charakterystyki fotonów GRB: bardzo zmienna struktura czasowa dt: ~ 0.01s (0.001) Czas trwania 0.1 – 200 s, (1/3 z Dt<2sec) energia fotonów 0.1 – 1 MeV Strumień energii f= erg/cm2s mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

36 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB własności podsumowuję Guetta1 Widm o energetyczne fotonów Ea dla E < E0 N(E) ~ Eb E > E0 Zjawiska towarzyszące GRB - poświata (opóźnioną?) promieniowaniu X, optycznym, radiowym mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

37 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Dodatkowa wiedza o GRB z towarzyszącej poświaty pochodzą z obszarów w których powstają gwiazdy (star forming regions) Odzwierciedlają rozkład gwiazd Wybuchy mają kilka foe (1051 erg) energii, sa skolimowane Większość SN nie pochodzi z GRB ale GRB mogą być skorelowane z SN GRB – SN 1998bw GRB – SN 2001ke GRB – SN 2003dh, GRB co chcielibyśmy wiedzieć Jak powstają – Mechanizm centralny nie jest znany i NIE ISTNIEJE MOŻLIWOŚĆ BEZPOŚREDNIEJ OBSERWACJi Źródła Wybuchu (Central engine) Ale wiadomo że ma ono niewielkie rozmiary, jest ukryte w zewnętrznych warstwach. neutrino Piran mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

38 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
F.Halzen Nobel_S 2004 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

39 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB - mechanizm powstawania Afterglow theory Sari Niewielkie źródło, energia E > 1051 erg Relatywistyczna energia kinetyczna „Fire Ball” Promieniowanie powstałe w wyniku „internal shock” – G R B Promieniowanie powstałe w wyniku „external shock” –P O Ś W I A T A mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

40 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB - mechanizm powstawania INTARNAL - EXTERNAL SHOCK Model powstawania GRB w wyniku wewnętrznego – zewnętrznego szoku Powstanie GRB INTARNAL - SHOCK Kompaktne źródło produkuje bardzo zmienny strumień cząstek wewnętrzny szok następuje w odległości m gdy szybsze powłoki materii przechodzą przez wolniejsze Promieniowanie gamma powstaje na skutek promieniowania synchrotronowego elektronów przyspieszonych w fali uderzeniowej Powstanie poświaty EXTERNAL SHOCK W odległości 1015 m od źródła fala uderzeniowa z Fire ballu oddziaływuje z ISM Promieniowanie synchrotronowe przyspieszonych elektronów prowadzi do powstania X, fal radiowych światła widzialnego. Zderzenie fali uderzeniowej fire ball z ISM prowadzi do powstania „reverse shock” w wyniku czego powstaje błysk optyczny (obserwowany dla GRB021004, GRB021211) . mse/phys/joes_thesis/node36.html mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

41 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
definicja pojęć FB fire ball Guetta1 ISM pył międzygwiezdny mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

42 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB 4 etapy Niewielkie źródło E> 1051 erg Relatywistyczna energia Kinetyczna GRB powstałe w wewnętrznym zderzeniu (Internal Shocks) Poświata z zewnętrznego zderzenia (External Shocks) Wyznaczanie z Lyman alpha systems and cosmology mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

43 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Gamma-Ray Burst : 4 Stages 1) Compact Source, E>1051erg 2) Relativistic Kinetic Energy 3) Radiation due to Internal shocks = GRBs 4) Afterglow by external shocks The Central Compact Source is Hidden qso.lanl.gov/~clf/papers/lecture3.ppt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

44 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB – mechanizm powstawania INTERNAL – EXTERNAL SHOCK Yuki Kaeno 2003 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

45 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB – mechanizm powstawania INTERNAL – EXTERNAL SHOCK C. Frayer qso.lanl.gov/~clf/papers/lecture3.ppt External Shock Afterglow g-rays OPTICAL FLASH Relativistic Wind Inner Engine Internal Shocks mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

46 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

47 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie qso.lanl.gov/~clf/papers/lecture9.ppt

48 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB – CENTRAL ENGINE - FIRE BALL Mechanizm powstawania „fire ball” nie jest znany, coraz mocniejsze jest przekonanie (poparte obserwacja) ze w powstawaniu „fire ballu” mogą uczestniczyć gwiazdy neutronowe czarne dziury wirujące zapadające się gwiazdy z silnym polem magnetycznym W objętości o R ~ 100 km w krótkim czasie pojawia się energia rzędu 0.1 Mo (1 Mo?) Obserwowane g powstają w wyniku promieniowania synchrotronowego elektronów przyspieszanych w szoku (fali uderzeniowej) który zmienia początkowy nieprzezroczysty dla światła „fire ball” o czynnik 106 w dt =1 s mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

49 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB mechanizm „central engine” cfa-www.harvard.edu/grbconf/ index/speaker_presentation/meszaros.pdf mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

50 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Podsumowuje – neutrina stowarzyszone z GRB Guetta1 Protony przyspieszone do 1020 eV rozchodzą się w obszarze Fire Ballu Oddziaływają z fotonami, w fotoprodukcji powstają (piony) neutrina Sygnał poprzedzający GRB – emisja neutrin o energii rzędu TeV - pojawia się z oddziaływań p –p i p – g, gdy jet przebija się przez warstwy kolapsara gdzie powstał. E n ~ 1 TeV Jm ~ 100 / km2 rok prekursor W koincydencji czasowej i przestrzennej z GRB pojawiają się neutrina z INTERNAL SHOCK o energii rzędu 1000 TeV. (protony z FB oddziaływują z fotonami z FB) E n ~ 100 TeV J µ ~ 10 / km2 rok w koincydencji Opóźnione neutrina o energii ~1000 PeV powstałe w zewnętrznym odwróconym zderzeniu fali uderzeniowej towarzyszą wczesnej poświacie. E ν ~ 100 PeV J µ ~ 5 / km2 rok opóźniony Szacowane strumienie (nie podejmuję się uzasadnienia) , mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

51 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina z GRB Szacowanie liczby oddziaływań (mionów) waxman Nobel mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

52 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Źródła Neutrin gwarantowane Nie podejmuje szczegółowej dyskusji hipotetyczne punktowe Gwarantowane rozmyte Oddziaływania promieniowania kosmicznego z CMBR (0.1–kilka oddziaływań/rok w IceCube) w płaszczyźnie Galaktyki w gromadach galaktyk w Słońcu Rozpady neutronów EeV GRB RXJ1713 Supernova 1994D w galaktyce NGC 4526 F.Halzen NEURTRINO Nobel S 2004 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

53 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Ograniczenie Waxman i Bahcall (migneco) Górna granica na rozmyty strumień neutrin otrzymana przy założeniu że obserwowane UHECR są jedynym źródłem neutrin Źródło jest optycznie cienkie dla UHECR W źródłach następuje przyspieszanie ( rozpady super ciężkich obiektów są wykluczone) mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

54 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina HE posumowanie waxman Nobel Wiedza doświadczalna Przewidywania oparte na znajomości strumienia CR Przewidywania GZK Świetlana przyszłość mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

55 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

56 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB a promieniowanie kosmiczne Te 2 zjawiska mają podobne (wspólne?) pochodzenie Warunki panujące w „fire ball” pozwalają na przyspieszenie protonów przez mechanizm Fermiego do energii ~10 20 eV Średnia energia emitowana w promieniowaniu g w GRB jest porównywalna z energią potrzebna na wytworzenie UHECR (e > 1019 eV) kosmologicznych mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

57 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina Jeżeli protony są przyspieszane to powinny istnieć HE neutrina Jeżeli powstają neutrina to jakie są ich (przewidywane ) strumienie Zapachy Możliwości obserwacji Strumień neutrin pozaziemskich jest modyfikowany przez Źródła anihilacje nn w gęstych/gorących ośrodkach Materię na drodze wysokoenergetyczne n są pochłaniane źródło - detektor Ziemię tracą energie na skutek oddziaływań NC i CC Odległość oscylacje zmieniają zapach z odległością mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

58 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina stosunek strumieni różnych zapachów zależy od mechanizmów produkcji i parametrów oscylacji n Produkcja neutrin – skład w źródle Powstałe w wyniku z rozpadów p i m to ne oraz nm ( a także ich anty n). Mają skład ne : nm : nt = 1:2:0 Zmiany zapachu dla Q13=0, Q23=450, Q12=300 w macierzy MNS Neutrina docierają do detektora po niezmiernie długiej drodze W wyniku oscylacji zmienia się skład wiązki neutrin kosmicznych. Na Ziemi ma ona skład: ne : nm : nt = 1:1:1 n t ma specjalne własności regeneracji - ważne dla obserwacji mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

59 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina Liczba oddziawań / jednostkę czasu / jednostkę powierzchni STRUMIEŃ*PRZEKRÓJ CZYNNY*TRANSMISJA W ZIEMI BERNARD Strumień neutrin Prawdopodobieństwo powstania „mierzalnego” mionu (Em > Emin) Przezroczystość Ziemi dla neutrin Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o powierzchni rzędu km2 migneco mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

60 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina Przechodzenie n przez Ziemie regeneracja nt (Bottai orazxHalzen str 50) ne oraz nm zostają praktycznie zaabsorbowane po 1 długości na oddziaływanie CC dla En ~1015 eV l int CC ~R ziemi Leptony t rozpadają się w locie (mają bardzo krótki czas życia) co zapewnia ich regeneracje: n t -> t -> nt -> t ... Ziemia jest przezroczysta dla nt (anty ) do energii 1-10 EeV. (Fiorentino) R ziemia > l oddziaływanie dla nm o energii 35 TeV, anty nm TeV atmosfera t Ziemia e m ne nm nt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

61 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Fioretino mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

62 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina Expected astrophysical neutrino induced muons in 1 km2 – migneco Diffuse Guaranteed (GZK): few / year ? Diffuse GRB: 20 / year Diffuse AGN (thin): few / year (thick): >100 / year Point-like GRB (030329): 110 / burst AGN (3C279): few / year Galactic SNR (Crab): few / year ? Galactic microquasars: 1  100 / year zSN ~0.168 Virgo cluster 60MLy mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

63 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina 10 oddziaływań / km2 / rok Halzen str 12 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

64 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Cowen zapisany mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

65 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Astrophysical sources are expected to produce a diffuse high energy neutrino flux with spectral index 2 The most powerful and/or the closest sources could give a clear point-like neutrino signal Time correlations between  events and photons will be clear signatures for transient source detection migneco mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

66 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina detektory mniej znane od SNO czy SK czy ICARUSA mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

67 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Fioretino str 12 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

68 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Bottai str 31 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

69 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrino flux spectrum Probabilty to produce a detectable (E>Emin) muon Earth transparency to HE neutrinos  >PeV neutrinos search for “horizontal” tracks The observation of TeV neutrino fluxes requires km2 scale detectors migneco mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

70 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Podsumowanie migneco High energy astrophysical neutrino fluxes are expected on the base of CR and  observations Neutrino detection will provide unique informations on astrophysical sources: overcomes the limitations of  and CR astronomy due to absorption on CMBR at cosmological distances; evidence on the role of hadronic processeses in astrophysics Neutrino events correlated in space and time with point-like (transient) sources will be probably the first evidence of detection of astrophysical neutrinos The expected fluxes from sources implies >1km2 effective area to detect TeV-PeV neutrinos mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

71 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Ewolucja „fire ball” i towarzyszące temu emisja g Opóźnionej (godziny dni) poświaty w X, l radiowych i optycznych nie zależą od (nieznanej) natury mechanizmu powstania fb. Obserwacje dają ograniczenia na mechanizm FB jednak nie jest on znany dokładnie At present, the two leading progenitor scenarios are collapses of massive stars [36,81], and mergers of compact objects [42,79]. As explained in §2, the evolution of the fireball and the emission of γ-rays and afterglow radiation (on time scale of a day and longer) are largely independent of the nature of the progenitor. Thus, although present observations provide stringent constraints on the fireball model, the underlying progenitors remain unknown (e.g. [66]; see [61,70] for discussion). I mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

72 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrina towarzyszące GRB to En ~ (100 TeV) ~10 14 eV w koincydencji oddziaływują protony na g z GRB Eg w GRB ~ 1 MeV E p na produkcję D ~ eV ~ 5% Ep En ~ eV En ~ 1018 eV opóźnione ~10 sec En ~ 10 GeV w koincydencji At present, the two leading progenitor scenarios are collapses of massive stars [36,81], and mergers of compact objects [42,79]. As explained in §2, the evolution of the fireball and the emission of γ-rays and afterglow radiation (on time scale of a day and longer) mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

73 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Dodatkowa wiedza o GRB z poświaty pochodzą z obszarów w których powstają gwiazdy (star forming regions) Odzwierciedlają rozkład gwiazd Wybuchy mają kilka foe (1051 erg) energii, sa skolimowane Większość SN nie pochodzi z GRB ale GRB mogą być skolimowane z SN NIE ISTNIEJE BEZPOŚREDNIA OBSERWACJA Źródła Wybuchu (Central engine) o niewielkich rozmiarach, jest ono ukryte. Neutrino a GRB detale przewidywań mogą zależeć od mechanizmu CE, oraz rozwoju wybuchu, ale mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

74 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Neutrino a GRB - 1 MeV - Model Collapsar lub Neutron Star merger przewidywana silna produkcje neutrin 1 MeV Nie będą one widziane z pozagalaktycznych źródeł przez istniejące / przewidywane detektory Nie sposób ich będzie wydzielić z neutrin pochodzących z wybuchów SN mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

75 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

76 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
kosmicznym akceleratorem może być A L E: pulsary nie wydaje się by były w płaszczyźnie Galaktyki AGN nie ma ich w zasięgu GZK GRB nie ma w zasięgu GZK Produkty rozpadu pozostałości Wielkiego Wybuchu brak źródeł? Ważne ostatnie slidy: hep1.phys.ntu.edu.tw/vhentw/proceeding/Sigl.ppt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

77 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Pozostałości wybuchu SN Materiał wyrzucony z prędkością do 104 km/sec, silne źródło X fal radiowych widma widzialnego Fala uderzeniowa przemieszcza się na czole wyrzuconego materiałyu podgrzewa pyl międzygwiezdny do 106 – powoduje to emisję X Elektrony przyspieszone w wybuchu promieniują synchrotronowo. Electrons accelerated by the shock, emit synchrotron radiation at radio wavelengths. Filled-center remnants or plerions, of which the Crab Nebula is the prime example, emit the bulk of their radiation from within the expanding shell because of the presence of a pulsar. The pulsar continuously supplies high-speed electrons which give off intense synchrotron radiation in the inner part of the SNR. Composite remnants are a cross between the shell remnants and plerions. They may appear shell-like or filled or both depending in which part of the electromagnetic spectrum they are being observed. SNR tends to involve three main phases. During the first, known as free expansion, the front of the expansion is formed from the shock wave interacting with the ambient interstellar medium (ISM). This phase is characterized by constant temperature within the SNR and constant expansion velocity of the shell. In the second phase, known as the Sedov or adiabatic phase, the SNR material slowly begins to decelerate and cool. The main shell of the SNR experiences Rayleigh-Taylor instability, which causes the SNR’s ejecta to become mixed with the gas that was just shocked by the initial shock wave. This mixing also enhances the magnetic field inside the SNR shell. The third phase, known as the snowplow or radiative phase, begins after the shell has cooled to about 106 K, so the shell can more efficiently radiate energy. This, in turn, cools the shell faster, making it shrink and become more dense, which cools it faster still. Because of the snowplow effect, the SNR quickly develops a thin shell and radiates away most of its energy as optical light. Outward expansion stops, the SNR starts to collapse under its own gravity, and, after millions of years, the remnant is absorbed into the ISM. Photo: G , a young, oxygen-rich supernova remnant with a pulsar at its center surrounded by outflowing material, imaged by NASA's Chandra X-ray Observatory. With an age estimated at 1,600 years and a diameter of 36 light-years, G is one of three known oxygen-rich supernovae in our Galaxy. These objects are of great interest to astronomers because they are one of the primary sources of the heavy elements necessary to form planets. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

78 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

79 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Cosmic neutrinos with high enough energy produce detectable Extensive Air Showers (EAS) Not suffering of the Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) effect and being immune from magnetic field deflection or from an apreciable time delay caused by Lorentz factors. These particles are ideal for disentangling source related mechanisms from propagation induced effects. The opening of the High Energy Neutrino Astronomy as a new branch of Science will allow to probe the extreme boundaries of the Universe. Astronomy at the highest energies must be performed by neutrinos rather than by photons because the Universe is opaque to photons at these energies. Astrophysical neutrinos, however demand a very large detector for observation. The orbiting night-sky watcher, EUSO, will observe a large area of Earth's atmosphere providing several thousands of nucleonic events above 1020 eV and possibly allowing an exploration of the neutrinos flux. Some theories predict abundant neutrinos above 1021 eV. If so, a further exploration of the Big Bang relic neutrinos in the Cluster of Galaxies can be envisaged, since they should become observable by EUSO due to the ZO-resonance by neutrinos above 1021 eV. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

80 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Ultra-High Energy * Status: At E eV, some events show directionality; The rate falls almost to zero at 1020 eV, but there may be about 5 events/km2/sr/cy at higher energies; 2004, The total number of events is 6, so the evidence may be considered flimsy. * Projects: 2007: Auger project planned, for array of water detectors to measure showers with E > 1019 eV. * GZK effect: Cosmic rays of energies above E > 1019 eV interact with the cmb and produce pions; This has led to the prediction of a sharp cutoff (knee) in the number of cosmic rays above that energy. * GZK puzzle: Cosmic rays at energies above the Greisen-Zatsepin-Kuzmin cutoff are not expected, but observed. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

81 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie Halzen amanda

82 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
migneco Galactic protons E-2.7 Knee Galactic nuclei E-3 Ankle mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

83 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Komentarz GRB rozbłyski gamma GRB (Gamma Ray Bursts) are the most powerful emissions of gamma rays ever observed. Happens at cosmological distances The observation rate is few/day mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

84 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

85 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Powstawanie promieniowania kosmicznego: Decay products of even higher-energy particles: remnants of BigBang defects Cosmic accelerators: high energy: jets, shocks magnetic fields GZK effect limits distance to 100 Mpc (1024 m) Zrodła promieniowania kosmicznego objects like: pulsars no preference seen for galactic plane Decay products of even higher-energy particles: remnants of BigBang defects Active Galactic Nuclei none within GZK range Gamma Ray Bursts none within GZK range no sources! intro_astro/spec_proton_one.html mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

86 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Oprzeczytac cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt Oraz migneco2 zapisany na c w neutrinach mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

87 1.) electromagnetically or strongly interacting particles above
1020 eV loose energy within less than about 50 Mpc. .) in most conventional scenarios exceptionally powerful acceleration sources within that distance are needed. The observed distribution seems to be very isotropic (except for a possible interesting small scale clustering) Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii 1020 eV tracą ja na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Gdzie są źródła Obserwowane rozkłady wydają się z małymi wyjątkami świadczyć o izotropowości. cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

88 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii 1020 eV tracą ją na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Gdzie są źródła Obserwowane rozkłady wydają się z małymi wyjątkami świadczyć o izotropowości. cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

89 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Detekcja neutrin Neutrina są rejestrowane pośrednio, w wyniku procesów CC zachodzących na jądrze tarczy 10-33 cm2 10-33 cm2 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

90 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Dla E >TeV energii muon i neutrino są co-linearne. Reconstrucja trajektorii  pozwala na wyznaczenie kierunku . q m X nm N mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

91 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
liczba przypadków z mionem na powierzchnię detektora A i w czasie T: Strumień neutrin Prawdopodobieństwo wyprodukowania „obserwawolnego” mionu Przezroczystość Ziemi dla HE neutrin dla En > PeV poszukiwanie “horizontal tracks” mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

92 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB co o nich wiemy GRB są to rozbłyski fotonów z dt – 200 s, (1/3 z dt<2sec) energii 0.1 – 1 MeV Pochodzenie GRB jest pozagalaktyczne (pomiar z dla galaktyk w których powstają GRB lub z ich afterglow) Z pomiaru z i energii – typowa energia GRB ~ erg Częstość GRB (dla z~1) R grb ~ 3 / Gpc 3 year L = 1051 1053 erg/s t  1100 s (1/3 <2 sec) GRB have recentely been shown to be associated with SN, as indicated by the GRB – SN 2003dh correlation GRB (Gamma Ray Bursts) are the most powerful emissions of gamma rays ever observed. Happens at cosmological distances The observation rate is few/day mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

93 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Sygnał neutrin tau w up going Bottai mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

94 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Bottai mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

95 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Zapasowy mse/phys/joes_thesis/node36.html Procesy w których powstaja kwanty gamma n astrophysical sources, HE (and above) rays are usually produced by secondary interactions with charged particles. These charged particles must first be accelerated to very high energies since they must have at least as much energy as the rays that they produce. There are four main physical interactions that produce rays: inverse Compton scattering, pion decay, bremsstrahlung, and synchrotron radiation. Inverse Compton scattering and pion decay are the two physical processes most often invoked to explain TeV photon production in astrophysical sources. Bremsstrahlung is one of the two main physical processes involved in the development of extensive air showers. (The other process, pair production, results in the destruction of a ray rather than the creation of one and will be discussed in Chapter 3.). Synchrotron radiation is capable of producing photons from radio through rays and is responsible for much of the non-thermal broadband emission observed from many astrophysical sources. Inverse Compton scattering is one of the most important processes in high-energy astrophysics. In inverse Compton scattering, a high energy electron scatters a low energy photon to very high energies. In the limit where the energy of the photon is much less than , the photon frequency ( ), and hence its energy ( ), is boosted by a factor of :   (1) mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

96 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Dodatkowa wiedza o GRB z towarzyszącej poświaty pochodzą z obszarów w których powstają gwiazdy (star forming regions) Odzwierciedlają rozkład gwiazd (energia wysyłana w stożku – jecie) - Są skolimowane świetlności L = 1051 1053 erg (uwzględnione z i kolimacja jetu) Wybuchy mają kilka foe (1051 erg) energii, sa skolimowane mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

97 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB – co już wiemy GRBs are distant (z~1) , energetic and enigmatic E.g. core collapse of very massive SN to compact rotating black hole with energy emitted in beamed relativistic fireball jets containing copious neutrino fluxes. Ghisellini astro-ph/ mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

98 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mse/phys/joes_thesis/node36.html Schematic illustration of the internal-external shock model for GRBs. A compact source produces a highly variable particle wind. Internal shocks are formed at a distance of   m from the source when a faster shell overtakes a slower shell. g rays are produced through synchrotron radiation of electrons accelerated in the shocks. Approximately  1015 m from the source, a forward shock is produced when the fireball ejecta expand into the ISM. Synchrotron radiation from accelerated electrons give rise to x-ray, radio, and optical afterglows. The collision of the fireball ejecta with the ISM also produces a reverse shock that generates a prompt optical flash. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

99 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Sari Afterglow theory mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

100 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Gamma Ray Bursts CENTRAL ENGINE - FIRE BALL Mechanizm powstawania „fire ball” relatywistycznego rozprzestrzeniania się energii nie jest znany, ale: coraz mocniejsze jest przekonanie (poparte obserwacja) ze w powstawaniu „fire ballu” mogą uczestniczyć gwiazdy neutronowe czarne dziury wirujące zapadające się gwiazdy z dużym polem magnetycznym– „fire ball” W objętości o R ok. 100 km pojawia się energia rzędu 0.1 Mo (1 Mo?) Obserwowane g powstają w wyniku promieniowania synchrotronowego elektronów przyspieszanych w fali uderzeniowej który zmienia początkowy nieprzezroczysty dla światła „fire ball” o czynnik 106 w dt =1 sec mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

101 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Z - burst, yoshida mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

102 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Objaśnienia obiektu 3C279 This EGRET image shows the gamma-ray quasars 3C279 and 3C273. Prior to the launch of the Compton Observatory in June of 1991, the quasar 3C273 was the only extragalactic source of high-energy gamma-rays known. However, when the EGRET instrument viewed this region of the sky, they discovered another quasar, 3C279, to be brighter than 3C273. In fact, 3C279 was one of the brightest high-energy gamma-ray objects in the sky in June This is all-the-more remarkable considering its tremendous distance of about 4 billion light years. 3C279 is now considered to be the archetypical member of a new class of active galaxies discovered by EGRET known as blazars. cossc.gsfc.nasa.gov/cgro/egret_blazars.html n astronomy, blazars, also known as BL Lac Objects or BL Lacs, are bright, starlike objects that can vary rapidly in their luminosity. Rapid fluctuations of blazar brightness indicate that the energy producing region is small. Blazars emit polarized light with a featureless, nonthermal spectrum, not unlike synchrotron radiation. Blazars are thought to be active galaxy nuclei, not very different from quasars, with jets directly pointing to the observer. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

103 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przechodzenie neutrin Obserwowane są cząstki przez Wszechświat powyżej obcięcia GZK Można (?) je wytłumaczyć bez odwoływania się do nowej fizyki „Z burst” a efekt GZK (yoshida) n n → e e, n n, m m, t t , q q UHE neutrino oddziaływując z RNB produkują kaskady m.in. hadronów, z rozpadów pionów i mionów powstają ponownie neutrina, elektronów i fotonów etc W jetach hadronowych jest domieszka nukleonów Czy są to UHECR (Ultra Hight Energy Cosmic Rays) obserwowane powyżej obcięcia GZK są wynikiem kaskad neutrinowych? mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

104 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Mechanizm Przyspieszania Fermiego wymaga Silnych pól magnetycznych Dużych obiektów kosmicznych Dużych prędkości fal uderzeniowych Warunki takie spełniają bardzo jasne źródła Active Galactic Nuclei L~1047 erg / sec Gamma Ray Burst L~1052 erg / sec mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

105 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Przyspieszanie AGN aktywne jądro galaktyki Strumień promieniowania jest bardzo zmienny (skala dni / tygodni). To ogranicza wielkość AGN – natężenie źródła nie może fluktuować szybciej niż czas przejścia światła przez źródło. W widmach większości AGN widać linie emisyjne pochodzącego ze zjonizowanego gazu, którego prędkość może osiągać 10'000 km/s. M51 Zrozumienie AGN: Założenia Istnieje czarna dziura o masie Mo Otoczona jest dyskiem akretacyjnym z chmurą zjonizowanego gazu Promieniowanie powstaje na skutek procesów zachodzących w dysku materii wciąganej do czarnej dziury mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

106 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB a neutrina Kinematyka „fotoprodukcji” neutrin Protony i elektrony są przyspieszane do wysokich energii w reverse shock Protony Oddziaływają z fotonami 10 eV - 1 keV wypromieniowanymi z elektronów Powstaje burst neutrin o bardzo wysokiej energii są to opóźnione (10s?) “afterglow neutrinos” o energii 1017–1019 eV, ( TeV) Procesy modyfikujące widmo energetyczne neutrin Strumień niskoenergetycznych neutrin osłabia proces produkcji par (?) Promieniowanie synchrotronowe zmniejsza energie p co osłabia strumień wysokoenergetycznych neutrin mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

107 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Koniecznie E_Waxman-High energy_neutrino_sources.pdf Mniej wazne marwww.in2p3.fr/Houches/ Proceedings/HEneutrinos/Guetta2.pdf Literaratura mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

108 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Wysokoenergetyczne cząstki we przyspieszanie Wszechświecie mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

109 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Niezły przeglad detektorow polkuli połnocnej www7.nationalacademies.org/bpa/nfac_mtg1_carr.pdf mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

110 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Wysokoenergetyczne cząstki we przyspieszanie Wszechświecie Przyspieszanie protonów Mechanizm Fermiego daje widmo energetyczne dN p/dE ~ E-2 Oddziaływanie protonów „beam dump” na nukleonach na CMBR Produkcja pionów Rozpad pionów i mionów Produkcja neutrin p + p ( g ) X, p m n e n m CR + neutrina mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

111 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie Halzen str 50

112 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
przyspieszanie cząstek Źródła promieniowania kosmicznego (hipotetyczne) Pozostałości po wybuchach SN (SNR) GRB - Rozbłyski gamma mają świetlność L1052 erg/sec AGN - aktywne jądra galaktyk, jasne AGN L1047 erg/sec Ciemna materia Supernova 1994D w galaktyce NGC 4526 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

113 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Źródła neutrin „gwarantowane” źródła neutrin kosmicznych F.Halzen NEURTRINO Nobel S 2004 Są to: Oddziaływania promieniowania kosmicznego z CMBR 0.1–kilka oddziaływań/rok w IceCube w płaszczyźnie Galaktyki w gromadach galaktyk w Słońcu Rozpady neutronów EeV GRB RXJ1713 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

114 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
przyspieszanie cząstek Pozostałości wybuchu nastąpić Super Nowej - SNR Kosmiczny „beam dump” halze Źródłem CR do E ~3*1015 eV mogą być SNR: Nie ma w Galaktyce źródła które mogłoby dostarczać energię potrzebną do istnienia stałego strumienia promieniowania kosmicznego ~1048 erg / rok. Energię taką mogą dostarczyć SN zakładając: 10% energii kinetycznej SN jest zużyte na przyspieszanie 1 SN wybucha / 50 – 100 lat Widmo CR (E-2.7) jest zgodne z widmem częstości radiowych SN SNR mogą przyspieszać elektrony Czy udało się skorelować SNR z protonami (2002r)? Obserwowane widmo g wydaje się / nie wydaje się (w zależności od Autorów), wskazywać na rozpad p 0,, produkowanych przez protony pochodzące z obszaru pozostałości SN RX J (Jacco Vink astro-ph/ ) mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

115 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Zapasowe informacje- Pochodzenie pozagalaktycznych CR – zaobserwowani o protony pochodzące z obszarów galaktyk zawierających śpiące quasary, i z duża pewnością superciężkie rotujące czarne dziury. Powstają tam potężne pola elektryczne przyspieszające. he telescope array H.E.S.S. could obtain for the first time in August 2003 (during its development phase with only 2 telescopes), a map of the supernova remnant RX J between 800 GeV and 10 TeV. Thanks to the stereoscopic observation of the Cherenkov blue light of the cosmic showers produced in the upper Earth's atmosphere by the extreme gamma rays coming from this source, it was possible to derive the direction of the electromagnetic signal with a precision of about one arc minute and to reveal the shell structure of this very high energy emission. It demonstrates directly that shock waves in supernova shells are indeed able to accelerate charged particles up to more than 100 TeV, and could solve the long debated question of the origin of galactic cosmic rays. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

116 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
AGN Mechanizm powstawania Believed to be powered by accretion onto supermassive black hole high luminosities highly variable Eddington limit => large mass small source size Accretion onto supermassive black hole lecturenotes/hea/HEA_AGN_2003_04.ppt mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

117 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Eddington limit has definition In essence, radiation pressure must not exceed gravity. It is the limit beyond which the radiation force on matter in the emitting region is greater than the gravitational forces that hold the star together. LE = 4πcGM/Ks, where Ks = Thomson and/or Compton scattering opacity. Eddington limit for a 1 Msun star, 1038 ergs s-1. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

118 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB modele mechanizmu wybuchu Guetta mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

119 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB Neutrina (które mogą być) stowarzyszone z GRB Neutrina powstają w wyniku oddziaływań protonów przyspieszanych w fali uderzeniowej Mechanizm powstawania neutrin Protony oddziaływują z fotonami p + g -> D -> n p+ , p+ -> m n , m-> e n n z nukleonami p + N -> z rozpadów p Powstają neutrina mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

120 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB Kinematyka „fotoprodukcji” nneutrin związek m. energią g a energią protonów Widmo energetyczne protonów dN/dEp ~ Ep-2 Widmo energetyczne g w GRB dN / dEg ~Ę a (E < E0) + Eb (E > E0) w internal shock: Typowa E g ~ 1 MeV, czynnik Lorentza G≈ 300 Na progu produkcji D: potrzebna jest Ep ~1016 eV Energia neutrin z rozpadu D p m nm m e nm ne p z rozpadu D bierze ok. 1/7 pędu n z rozpadu p bierze ~ ½ jego pędu n bierze ~5 % pędu protonu czyli ~1014 eV . Eg Ep = 0.2GeV2 G2 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

121 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB HE neutrina 3 grupy Podsumowuje – Guetta1 neutrina powstałe w wyniku oddziaływań fali uderzeniowej przyspieszanych protonów w wewnętrznych warstwach (Internal shock) energia rzędu 103 TeV, w koincydencji czasowej z GRB TeV przyspieszanych protonów w zewnętrznych warstwach external (reverse) shock energia rzędu 106 TeV opóźnione w stosunku do GRB (10s?) 106 TeV jetu z zewnętrznymi powłokami kolapsara, gdy jet opuszcza gwiazdę przychodzą przed GRB (jako prekursor) energia rzędu TeV , mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

122 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Promieniowanie kosmiczne Najwyższe energie Koniec widma promieniowania kosmicznego: Ultra High Energy Cosmic Ray Spectrum Rozbieżność w danych powyżej logE > 19.5, AGASA i HiRes1 Halzen mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

123 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
L'observation de l'Univers en photon à haute énergie (au-delà de 10 TeV, c'est-à-dire, milliards d'électron-volts) se limite aux distances inférieures à 100 Mpc (300 millions d'années lumières. La galaxie a une taille d'environ années lumières, et l'Univers 12 à 15 milliards d'années lumières). Les sources produisant les rayons cosmiques primaires sont susceptibles de produire des photons de haute énergie, mais également des neutrinos très énergétiques. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

124 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
energy fluences in -rays and neutrinos are comparable due to isospin symmetry. The neutrino spectrum is unmodified, whereas -rays pile up below the pair production threshold on the CMB at a few 1014 eV. The Universe acts as a calorimeter for the total injected electromagnetic energy above the pair threshold. This constrains the neutrino fluxes. Dieppe 18 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

125 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Opis Intestellar medium The interstellar medium (or ISM) is a term used in astronomy to describe the rarefied gas and dust that exists between the stars (or their immediate "circumstellar" environment) within a galaxy. The matter normally consists of about 99% gas particles and usually 1% of dust. This compound is usually extremely tenuous, with typical densities ranging from a few single to a few hundreds of a particles per cubic centimeter. Generally the gas is roughly 90% hydrogen and 10% helium, with additional elements ("metals" in astronomical parlance) present in trace amounts. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

126 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Fioretino 32 33 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

127 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Seyfert galaxies are spiral or irregular galaxies containing an extremely bright nucleus, most likely caused by a supermassive black hole, that can sometimes outshine the surrounding galaxy. The light from the central nucleus varies in less than a year, which implies that the emitting region must be less than one light year across. A quasar (from quasi-stellar radio source) is an astronomical object that looks like a star in optical telescopes (i.e. it is a point source), and has a very high redshift. The general consensus is that this high redshift is cosmological, the result of Hubble's law, which implies that quasars must be very distant and must emit more energy than dozens of normal galaxies. Some quasars display rapid changes in luminosity, which implies that they are small mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

128 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
A blazar is a galaxy with a very compact and highly variable energy source at the center of the host galaxy. Blazars are among the most violent phenomena in the universe and are an important topic in extragalactic astronomy.Blazars are members of a larger group of Active Galaxies, also termed Active Galactic Nuclei (“AGN”). However, blazars are not a homogenous group and can be divided into two groups of galaxies: highly variable quasars, sometimes called Optically Violently Variable (OVV) quasars (these are a small subset of all quasars) and BL Lacertae objects (“BL Lac objects” or simply “BL Lacs”). Blazars, like all AGN, are ultimately powered by material falling onto a supermassive black hole at the center of the host galaxy. Gas, dust and the occasional star are captured and spiral into this central black hole creating a hot accretion disk which generates enormous amounts of energy in the form of photons, electrons, positrons and other elementary particles. This region is quite small, approximately 10−3 parsecs in size. Blazars are thought to be active galaxy nuclei, with relativistic jets oriented close to the line of sight with the observer. mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

129 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
What causes the Active Galactic Nuclei (AGN) phenomena? -Gas in Accretion Disk is heated by friction to of millions of degrees Disk emits Ultra-violet (UV) and X-ray radiation - Magnetic field of Super-massive Black Hole produces two jets of gas along rotation axis of Disk (like stellar black holes in binary star systems) jets extend out of galaxy above and below Accretion Disk and plow into the gas in the Intergalactic Medium (IGM) produces two radio emitting lobes on either side of galaxy - a Super-massive Black Hole accreting matter at a rate of 1 /year could power typical radio lobes Unified model for different types of Active Galactic Nuclei (AGN): Main idea: All the different types of AGN (Seyfert galaxies of type I and II, BL Lac objects (Blazars), and Radio-galaxies) can be explained by a Super-massive Black Hole surrounded by an Accretion Disk at galactic center - which type of AGN you see depends on the orientation of the Accretion Disk with respect to your line-of-sight to the galactic nucleus: a galaxy becomes an AGN galaxy only if the central Super-massive Black Hole is accreting matter mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

130 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
GRB  was first detected by HETE II and its early afterglow has been observed. There is a break in its afterglow light curve at about 12 min after the bursts, before the break the optical flux decays with a power-law index of about -1.6, while at late time the power-law slope is about -1 (Chornock et al. 2002). Here we will show that the afterglow light curve of GRB  can be explained within the framework of the standard fireball model. We show that the afterglow emission before the break time is the contribution of the emission from both the reverse shock and the forward shock, while the afterglow emission after the break time is mainly due to the forward shock emission. From the fitting we can give constraints on the parameters: the initial Lorentz factor , and the surrounding medium density  atoms  . We propose that since the values of  and  are somewhat smaller for GRB 021211, so the peak energy of the reverse shock emission is well below the optical band, and thus it is substantially fainter than at similar epochs. Also we suggest that such a break might be a common feature in early optical afterglows. aanda.u-strasbg.fr:2002/articles/ aa/full/2003/16/aafa171/aafa171.html mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

131 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
The neutrino spec- trum is determined by the observed gamma-ray spectrum, which is well described by a broken power-law, dN/dE ∝ E− with different val- ues of β at low and high energy [1]. The ob- served break energy (where β changes) is typi- cally Eb ∼ 1MeV, with β ≃ 1 at energies below the break and β ≃ 2 above the break. The inter- action of protons accelerated to a power-law dis- tribution, dNp/dEp ∝ E−2 p , with GRB photons results in a broken power law neutrino spectrum, dN/dE ∝ E− with β = 1 for E < Eb , and β = 2 for E > Eb . The neutrino break energyEbis fixed by the threshold energy of protons for photo-production in interaction with the domi-nant ∼ 1 MeV photons in the GRB [43],Eb≈ 5 × 1014 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie

132 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie
Fioretino str mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie


Pobierz ppt "Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie"

Podobne prezentacje


Reklamy Google