אסטרונומיית ניוטרינו

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

אסטרונומית ניוטרינו (Neutrino astronomy) היא תחום באסטרונומיה אשר מאפשר חקר של גרמי שמיים בעזרת גלאי ניוטרינו, חלקיקים הנוצרים כתוצאה מסוגים שונים של דעיכה רדיואקטיבית או תגובות גרעיניות אשר לרוב מתרחשות בשמש, בכורים גרעיניים, או כאשר קרינה קוסמית פוגעת באטומים. בעקבות האינטראקציה החלשה שלהם עם חומר, חלקיקי ניוטרינו מספקים הזדמנות ייחודית לחקר תהליכים שלא ניתן לחקור בעזרת טלסקופ אופטי.

תחום זה עדיין בתחילת דרכו - מקורות מאומתים של חלקיקי ניוטרינו עד כה הם השמש וסופרנובה 1987A.[1]

היסטוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

חלקיקי ניוטרינו נצפו לראשונה ב-1956 על ידי קלייד קואן ופרדריק ריינס בכור גרעיני. על גילוי זה הם זכו בפרס נובל לפיזיקה ב-1995.

בשנת 1968, ריימונד דייוויס הבן וג'ון נ. בקל איתרו בהצלחה את חלקיקי הניטירנו הראשונים מהשמש בניסוי "הומסטייק". דייוויס והפיזיקאים מסטושי קושיבה וריקרדו ג'אקוני, זכו בפרס נובל לפיזיקה ב-2002.

ב-23 בפברואר 1987, התרחשה סופרנובה בענן מגלן הגדול אשר בעזרתה אותר לראשונה ניוטרינו מהחלל, בניסוי קמיוקה נ.ד.נ (ניסוי דעיכת נוקליאונים;KamiokaNDE - Kamioka Nucleon Decay Experiment), שבו נצפו 11 אירועי ניוטרינו. ניסוי זה פתח בעידן חדש של אסטרונומית ניוטרינו.

סופרנובה זו התרחשה בעקבות קריסה של ענק-על כחול שמסתו יותר מ-20 פעמים מסת השמש. כמות עצומה של אנרגיה השתחררה בצורת חלקיקי ניוטרינו במשך 20 שניות בלבד, פי 1000 מהאנרגיה שהופקה מהשמש במשך 4.5 מיליארד שנים.[2]

שיטות גילוי ומחקר[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – גלאי נייטרינו

גלאי הניוטרינו אמורים להצליח לקלוט סופרנובה אחת בכל שנה בתחום 50 הגלקסיות הסמוכות לגלקסית שביל החלב. מצופה מגלאים אלו לקלוט התפרצויות קרני גמא מתוך מאות המתרחשות מדי שנה, וכן עצמים שמיימים ייחודיים שלא נצפו עד כה.

הגלאים הקיימים כעת מאפשרים צפייה בזמן אמת של התהליכים המתחוללים בסופרנובה: קריסת החומר הכוכבי, הרתיעה שלו בחזרה למקומו ולבסוף, ההתפוצצות.

בדומה לכל חלקיקי היסוד של החומר, חלקיקי הניוטרינו מופיעים בשלוש גרסאות, המכונות טעמים: ניוטרינו אלקטרוני (Electron neutrino), ניוטרינו מיואוני (Muon neutrino) וניוטרינו טאואוני (Tau neutrino).

השמש, לדוגמה, יוצרת חלקיקי ניוטרינו אלקטרוני. לפני שהם מגיעים לכדור הארץ הם הופכים לתערובת של כל שלושת הטעמים. הניסויים פורצי הדרך של דייוויס וקושיבה היו רגישים רק לחלקיקי ניוטרינו אלקטרוני, ולכן הם החמיצו את חלקיקי הניוטרינו המיואוני והניוטרינו הטאואוני שאליהם נהפכו רבים מחלקיקי הניוטרינו האלקטרוני במהלך מסעם. היה צורך בגלאי רגיש לכל שלושת הסוגים של טעמי הניוטרינו, מצפה הניוטרינו של סודבורי שבקנדה ב-2001 ו-2002, כדי לזהות מדגם מייצג של חלקיקים.

דוגמה נוספת ומבוססת היטב של תמורה בחלקיקי ניוטרינו מתרחשת כשחלקיקי ניוטרינו נוצרים באטמוספירה העליונה של כדור הארץ. קרניים קוסמיות מתנגשות בגרעינים באוויר ויוצרות חלקיקים בלתי יציבים המכונים פאיונים, שמתפרקים אחר כך לחלקיקי ניוטרינו אלקטרוני וניוטרינו מיואוני. חלקיקי הניוטרינו האלה מתקדמים דרך האוויר ודרך כדור הארץ המוצק בתור מצבי מסה. ככל שהדרך שעברו עד רגע הגילוי שלהם ארוכה יותר, כן יותר מחלקיקי הניוטרינו המיואוני הופכים לחלקיקי ניוטרינו טאואוני. כתוצאה מכך, מספר חלקיקי הניוטרינו המיואוני שמגיעים מלמטה כלפי מעלה (שחצו את כוכב הלכת מן הצד הנגדי) ומתגלים על המסכים של מצפי הניוטרינו, הוא מחצית ממספר החלקיקים הנצפים המגיעים מלמעלה כלפי מטה (לאחר שחלפו רק באטמוספירה העליונה וירדו ישירות לקרקע).

מבחינת האסטרונומים, טעם של חלקיקי ניוטרינו דומה לקיטוב של אור; תכונה שיכולה לקודד מידע. ממש כפי שמקור שמימי יכול לפלוט אור בקיטוב נתון, כך הוא יוצר חלקיקי ניוטרינו בטעמים מסוימים, ועל ידי מדידת הטעם, האסטרונומים יכולים להסיק מה היו התהליכים שפעלו בקרביים של המקור הזה. הרעיון הוא לנסות להפוך במחשבתם את התמורות שעברו חלקיקי הניוטרינו במסעם.[3]

ניסוי ה-IceCube הממוקם בקוטב הדרומי מתמקד במחקר חלקיקי ניוטרינו שמקורם בתופעות האסטרופיזיות היותר אלימות כמו התפרצויות קרני גמא, כוכבי נייטרונים וחורים שחורים. כמו כן, הגלאי משמש לחקר חלקיק הניוטרינו עצמו. הגלאי מאתר חלקיקי ניוטרינו בעלי אנרגיה גבוהה ביותר ממגוון מקורות, ובו נצפו חלקיקי הניוטרינו בעלי האנרגיה הגבוהה ביותר עד כה.[4]

בניסוי זה איתרו את חלקיקי הניוטרינו בעלי האנרגיה הגבוהה ביותר שנצפתה עד כה, אנרגיה המגיעה עד מעל 2PeV.

שטף הניוטרינו, העוצמתי באופן מפתיע, שנצפה מעיד על כך שחלק משמעותי מכלל האנרגיה ב"יקום הקר" מופקת במאיצים האדרוניים, כלומר במצבים בהם האדרונים מואצים עד כדי התנגשות ופיצוץ אנרגטי. ה"יקום הקר" מכיל גרמי שמיים שקרסו כדוגמת חורים שחורים וכוכבי נייטרונים. חלקיקי ניוטרינו בעלי אנרגיה גבוהה הם טביעות אצבע של האצה הדרונית, ולפיכך מייצגים פוטנציאל לגילוי מקורות חדשים ו/או תובנות חדשות לגבי היווצרות אנרגיה במקורות ידועים.[5]

יישום[עריכת קוד מקור | עריכה]

האסטרונומיה התחילה בתצפית על היקום באור נראה, ובהדרגה התרחבה לאינפרה-אדום, גלי-מיקרו, רדיו, קרני רנטגן וקרני גמא. חלקיקי הניוטרינו ממשיכים את המגמה הזאת.

חלקיקי ניוטרינו מאפשרים לחקור לעומק מגוון תופעות קוסמיות כמו סופנובות, התפרצויות קרני גמא, ודסקות ספיחה המתערבלות סביב חורים שחורים בעלי מסה עצומה. הם תוצרי לוואי הכרחיים של התפרקות קרינת בטא, המחממת את שיירי הכוכבים שהתפוצצו ואת קרביהם של כוכבי הלכת, והם שלב מתווך חיוני בהיתוך גרעיני בכוכבים.[6]

חלקיקי ניוטרינו בעלי אנרגיה גבוהה מאפשרים ללמוד על התהליכים שיצרו אותם. בקצה זה של הספקטרום, חוקרים מקווים לעקוב אחר חלקיקי ניוטרינו קוסמיים כמו שביל פירורי לחם עד למקורם. מקורם של חלקיקי ניוטרינו אלו הוא במאיצי חלקיקים טבעיים עוצמתיים ביותר, כדוגמת חורים שחורים על-מסיביים.

חלקיקי ניוטרינו בעלי אנרגיה נמוכה מאפשרים לחקור את היקום בשלביו המוקדמים. בקצה זה של הספקטרום, חוקרים מקווים לגלות שרידי ניוטרינו אשר נוצרו בראשית היקום, שאריות של המפץ הגדול. האנרגיה שלהם מצופה להיות נמוכה פי מיליון מיליארד מאשר האנרגיה של החלקיקים עם האנרגיה הגבוהה ביותר. אולם, ככל שהאנרגיה של הניוטרינו נמוכה יותר, כך קשה יותר לאתר אותו. לכן בינתיים, קרינת רקע קוסמית של ניוטרינים נשאר מחוץ להישג יד.[7]

חלקיקי הניוטרינו הם האחראים ל-99% מסך כל האנרגיה המשתחררת כאשר כוכב בעל מסה גדולה קורס כלפי פנים לקראת סוף חייו. הקריסה דוחסת את ליבת הכוכב עד שצפיפותה משתווה לצפיפות גרעינית, ומשחררת 1058 חלקיקי ניוטרינו בטווח זמן של 10 עד 15 שניות. הצפייה בהם מאפשרת צפייה ב-99% מהתמונה שטלסקופים רגילים לא קולטים, וכן צפייה בשלבים המוקדמים של הקריסה.

חלקיקי ניוטרינו קוסמיים הם חלקיקים נייטרליים, ולכן נעים בקו ישר, לא מושפעים מהשדות המגנטיים בחלל.

זיהוי חלקיקי הניוטרינו מן הסופרנובה של 1987 אישש את התאוריה הבסיסית של קריסה כוכבית.

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]