الفلك

هل النيوترينوات لديها نفس القدر من المعلومات مثل الفوتونات؟

هل النيوترينوات لديها نفس القدر من المعلومات مثل الفوتونات؟



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

إذا استمرت أجهزة الكشف عن النيوترينو في التحسن بحيث يمكن ملاحظة عدد لا بأس به من النيوترينوات ، فهل ستكون مفيدة لعلم الفلك مثل الفوتونات؟

إنها بالطبع مكمل قيِّم جدًا للفوتونات ، لكنني أفكر في النيوترينوات في حد ذاتها. الفوتونات لها طول موجي وخطوط طيفية وانزياح أحمر وانحراف واستقطاب يكشف عن أصلها وتفاعلاتها في الطريق إلينا. هل تقول النيوترينوات أكثر من مجرد الاتجاه الذي أتت منه؟


هذا سؤال واسع للغاية وعلى الرغم من أن الإجابة الشاملة تقع خارج نطاق هذا التنسيق البسيط للأسئلة والأجوبة ، فإنني أعطيك بعض الأمثلة حيث تكون "تلسكوبات النيوترينو" ثورية.

  1. هناك خلفية نيوترينو كونية متوقعة ، مماثلة لخلفية الميكروويف الكونية. انفصلت النيوترينوات في ثانية واحدة بعد الانفجار الأعظم ، ملأت الكون بالنيوترينوات التي كان من المفترض أن تبرد الآن إلى درجة حرارة تبلغ حوالي 1.9 كلفن ، مما يؤكد أن هذا سيكون بمثابة تحقق مذهل (آخر) لنموذج الانفجار الأعظم. ومع ذلك ، هناك تجعد. الآن بعد أن علمنا أن للنيوترينوات كتلة ، اتضح أن هذه النيوترينوات غير نسبية في العصر الحالي. هذا يعني أنها قادرة على تحويل مسارها وتركيزها بواسطة هياكل الجاذبية - مما يجعلها تحقيقات رائعة لهذا الهيكل وربما أكثر حساسية من الفوتونات. لذا فإن تلسكوبات النيوترينو ستقدم مساهمة رائعة في فهمنا لعلم الكونيات.

  2. تنشأ النيوترينوات من العمليات النشطة في قلب النجوم. هذه العمليات غير مرئية بخلاف ذلك ، لا يمكننا بالتأكيد رؤيتها مباشرة بالضوء ولا يمكننا سبرها إلا بشكل غير مباشر باستخدام تقنيات مثل علم الزهرة النجمية أو النظر إلى خلط العناصر الكيميائية من اللب إلى السطح. من المحتمل أن تخبرنا النيوترينوات بالمزيد ؛ على سبيل المثال إعطاء تقدير مباشر لعدد التفاعلات النووية التي تحدث في الثانية. انبعاث النيوترينو هو أيضًا الطريقة السائدة التي يحدث بها التبريد في المستعرات الأعظمية ، وفي النجوم النيوترونية الساخنة والأقزام البيضاء. لذلك يمكن أن يكون تلسكوب النيوترينو أساسيًا لفهم عميق (حرفيًا) لتطور النجوم وخاصة المراحل المتأخرة من التطور النجمي.

من حيث ما يمكن قياسه ؛ يمكنك قياس تدفق النيوترينوات وطيف طاقة النيوترينو. هناك أيضًا بالطبع معلومات التوقيت التي قد تحصل عليها من أحداث عابرة مثل المستعرات الأعظمية. هناك أيضًا مسألة تذبذبات النكهة ومزيج أنواع النيوترينو التي يتم ملاحظتها. لا أفهم ما يكفي لعمل أي تنبؤات حول مدى فائدة هذه الخاصية من الناحية الفلكية - لكنني أراهن أنها ستكون كذلك.


& # 8220 رؤية & # 8221 مزدوج: رصد النيوترينوات والفوتونات من نفس المصدر الكوني

لطالما كان هناك سؤال حول أنواع الأحداث والعمليات المسؤولة عن النيوترينوات الأعلى طاقة القادمة من الفضاء والتي لاحظها العلماء. سؤال آخر ، ربما يكون ذا صلة ، هو ما الذي يخلق غالبية الأشعة الكونية عالية الطاقة & # 8212 الجسيمات ، ومعظمها من البروتونات ، التي تمطر باستمرار على الأرض.

كعلماء & # 8217 القدرة على اكتشاف النيوترينوات عالية الطاقة (الجسيمات الوفيرة بشكل كبير ، والمحايدة كهربائيًا ، وخفيفة الوزن جدًا ، ومن الصعب جدًا مراقبتها) وفوتونات عالية الطاقة (جسيمات الضوء ، وإن لم تكن بالضرورة من الضوء المرئي) أصبحت أكثر قوة ودقة ، كان هناك & # 8217s أمل كبير في الحصول على إجابة على هذا السؤال. أحد الأشياء التي انتظرناها & # 8217 (وأصيبنا بخيبة أمل عدة مرات) هو الانفجار العنيف في الكون الذي ينتج كلاً من فوتونات عالية الطاقة ونيوترينوات في نفس الوقت ، بمعدل مرتفع بما يكفي لكلا النوعين من الجسيمات يمكن ملاحظتها في نفس الوقت قادمة من نفس الاتجاه.

في السنوات الأخيرة ، كانت هناك بعض الأدلة غير المباشرة على أن البلازارات & # 8212 نفاثات ضيقة من الجسيمات ، تشير إلى اتجاهنا العام مثل فوهة البندقية ، وتتشكل كدوامات مادية بالقرب من الثقوب السوداء العملاقة وتقريبًا في مراكز بعيدة جدًا. المجرات & # 8212 قد تكون مسؤولة عن النيوترينوات عالية الطاقة. تم تقديم دليل مباشر قوي لصالح هذه الفرضية اليوم. في العام الماضي ، اندلع أحد هذه البلازارات بشكل ساطع ، وخلق التوهج كلاً من النيوترينوات عالية الطاقة والفوتونات عالية الطاقة التي لوحظت خلال نفس الفترة ، قادمة من نفس المكان في السماء.

لقد كتبت عن مرصد نيوترينو IceCube قبل & # 8217s ، كيلومتر مكعب من الجليد تحت القطب الجنوبي ، مزود بكاشفات ضوئية ، وهو مثالي لمراقبة النيوترينوات التي تتجاوز طاقتها الحركية طاقة البروتونات الموجودة في مصادم الهادرونات الكبير. ، حيث تم اكتشاف جسيم هيغز. تمر هذه النيوترينوات في الغالب عبر Ice Cube دون أن يتم اكتشافها ، لكن واحدًا من كل 100000 يصطدم بشيء ما ، وينتج الحطام الناتج عن الاصطدام ضوءًا مرئيًا يمكن لأجهزة الكشف عن Ice Cube & # 8217s تسجيله. حققت IceCube بالفعل اكتشافات مهمة ، حيث كشفت عن فئة جديدة من النيوترينوات عالية الطاقة.

في 22 سبتمبر من العام الماضي ، لوحظ أحد هذه النيوترينوات عالية الطاقة في IceCube. بتعبير أدق ، لوحظ وجود ميون تحت الأرض نتيجة اصطدام هذا النيوترينو بنواة الذرة في IceCube. لإنشاء الميون المرصود ، يجب أن يكون للنيوترينو طاقة حركية أكبر بعشرات آلاف المرات من طاقة الحركة لكل بروتون في مصادم الهادرونات الكبير (LHC). واتجاه حركة النيوترينو & # 8217s معروف أيضًا أنه & # 8217s بشكل أساسي هو نفسه اتجاه الميون المرصود. لذا عرف علماء IceCube & # 8217s من أين أتى هذا النيوترينو في السماء.

(لا يعمل هذا & # 8217t مع بروتونات الأشعة الكونية النموذجية ، على سبيل المثال ، تنتقل في مسارات منحنية لأنها تنحرف عن طريق الحقول المغناطيسية الكونية ، لذلك حتى إذا قمت بقياس اتجاه انتقالها عند وصولها إلى الأرض ، فلن تعرف بعد ذلك أين هي نيوترينوات ، بينغ متعادلة كهربائيًا ، لا تتأثر بالمجالات المغناطيسية وتنتقل في خط مستقيم ، تمامًا كما تفعل الفوتونات.)

قريب جدًا من هذا الاتجاه هو نجم مشهور (TXS-0506) ، على بعد أربعة مليارات سنة ضوئية (جزء جيد من المسافة عبر الكون المرئي).

أبلغ علماء IceCube على الفور عن ملاحظاتهم للنيوترينو للعلماء باستخدام كاشفات الفوتونات عالية الطاقة. (كتبت أيضًا عن بعض الكواشف المستخدمة لدراسة الفوتونات عالية الطاقة التي نجدها في السماء: على وجه الخصوص ، لعب القمر الصناعي Fermi / LAT دورًا في هذا الاكتشاف الأخير). تراقب السماء ، وكانت تكتشف بالفعل فوتونات عالية الطاقة قادمة من نفس الاتجاه. في غضون أيام قليلة ، أكد علماء فيرمي أن TXS-0506 كانت تشتعل بالفعل في ذلك الوقت & # 8212 بدأت بالفعل في أبريل 2017 ، في الواقع ست مرات أكثر من المعتاد. مع هذه الأخبار من IceCube و Fermi / LAT ، اتبعت العديد من التلسكوبات الأخرى (بما في ذلك تلسكوبات MAGIC للكشف عن الأشعة الكونية وغيرها) حذوها ودرس البلازار ، وتعلم المزيد عن خصائص توهجه.

الآن ، ليس مجرد نيوترينو واحد من تلقاء نفسه & # 8217t مقنعًا تمامًا ، فهل من الممكن أن يكون كل هذا مجرد مصادفة؟ لذلك عاد أفراد IceCube إلى بياناتهم القديمة للتجسس. هناك اكتشفوا ، في بيانات 2014-2015 ، توهجًا مثيرًا في النيوترينوات & # 8212 أكثر من عشرة نيوترينوات ، شوهدت على مدى 150 يومًا ، أتت من نفس الاتجاه في السماء حيث يجلس TXS-0506. (بتعبير أدق ، شوهد ما يقرب من 20 من هذا الاتجاه ، في فترة زمنية حيث يكون هناك & # 8217d فقط 6 أو 7 بالصدفة العشوائية.) هذا يؤكد أن هذا البلازار هو بالفعل مصدر للنيوترينوات. ومن طاقات النيوترينوات الموجودة في هذا التوهج ، يمكن تعلم المزيد عن هذا الانفجار ، وكيف يصنع فوتونات عالية الطاقة ونيوترينوات في نفس الوقت. ومن المثير للاهتمام ، أنه حتى الآن على الأقل ، لا يوجد دليل قوي على توهج الفوتونات هذا لعام 2014 ، باستثناء ربما زيادة في عدد الفوتونات ذات الطاقة الأعلى & # 8230 ولكن ليس في السطوع الكلي للمصدر.

الصورة الكاملة ، التي لا تزال تظهر ، تميل إلى دعم الفكرة القائلة بأن البلازار ينشأ من ثقب أسود فائق الكتلة ، يعمل كمسرع جسيمات طبيعي ، مما يجعل رذاذًا ضيقًا من الجسيمات ، بما في ذلك البروتونات، بطاقة عالية للغاية. هذه البروتونات ، التي تزيد طاقتها بملايين المرات عن تلك الموجودة في مصادم الهادرونات الكبير ، تصطدم بعد ذلك بجزيئات عادية تتجول حولها ، مثل فوتونات الضوء المرئي من ضوء النجوم أو فوتونات الأشعة تحت الحمراء من الحرارة المحيطة للكون. تنتج الاصطدامات جسيمات تسمى البيونات ، مصنوعة من الكواركات والكواركات المضادة والغلوونات (تمامًا مثل البروتونات) ، والتي بدورها تتحلل إما إلى الفوتونات أو إلى (من بين أشياء أخرى) النيوترينوات. وتلك الفوتونات والنيوترينوات الناتجة التي تمت ملاحظتها الآن بشكل مشترك.

منذ الأشعة الكونية ، الجسيمات الغامضة عالية الطاقة من الفضاء الخارجي والتي تمطر باستمرار على كوكبنا ، هي في الغالب بروتونات ، هذا دليل على أن العديد من الأشعة الكونية عالية الطاقة ، وربما معظمها ، يتم إنشاؤها في مسرعات الجسيمات الطبيعية المرتبطة بالبلازارات. يشتبه العديد من العلماء في أن أكثر الأشعة الكونية تطرفاً مرتبطة بالثقوب السوداء الأكثر نشاطاً في مراكز المجرات ، والآن لدينا أدلة وتفاصيل أكثر تؤيد هذه الفكرة. يبدو الآن من المحتمل أن هذا السؤال سيكون قابلاً للإجابة بمرور الوقت ، حيث يتم ملاحظة ودراسة المزيد من التوهجات المتوهجة.

تم الإعلان عن هذا الاكتشاف المهم في مؤسسة العلوم الوطنية من قبل فرانسيس هالزن ، الباحث الرئيسي في IceCube ، وأولغا بوتنر ، المتحدثة السابقة باسم IceCube ، ريجينا كابوتو ، منسقة تحليل Fermi-LAT ، و Razmik Mirzoyan ، المتحدث باسم MAGIC.

حقيقة أن كلاً من الفوتونات والنيوترينوات قد رُصدتا من نفس المصدر هي مثال على ما يسميه الناس الآن & # 8220 multi-messenger astronomy & # 8221 والمثال السابق هو الملاحظة في موجات الجاذبية ، وفي فوتونات ذات طاقات مختلفة عديدة ، نجمان نيوترونيان مندمجان. بالطبع ، حدث شيء كهذا بالفعل في عام 1987 ، عندما شوهدت مستعر أعظم بالعين ، كما لوحظ في النيوترينوات. لكن في هذه الحالة ، تمتلك النيوترينوات والفوتونات طاقات أكبر بملايين ومليارات المرات!


هل النيوترينوات لديها نفس القدر من المعلومات مثل الفوتونات؟ - الفلك

أسئلة وأجوبة حول النيوترينوات
وإعلان كاملاند في ديسمبر 2002

أعدت بواسطة
جون ليرد ،
جامعة هاواي ، أستاذ الفيزياء ، متعاون كاملاند


ما هي النيترينوس؟
النيوترينوات هي أقل الجسيمات الأولية كتلة في مجموعة اللبنات الأساسية للطبيعة ، والتي تشمل ستة كواركات (أسفل ، أعلى ، غريب ، ساحر ، سفلي ، علوي) ولبتونات. النيوترينوات ليس لها شحنة وهي في عائلة اللبتونات المحايدة. إنهم لا يشعرون بالقوة الشديدة التي تربط الكواركات بالبروتونات والنيوترونات ، والبروتونات والنيوترونات في النوى.

هناك ثلاثة أنواع ، أو & quot ؛ النكهات & quot كما يطلق عليها ، من نيوترينوات إلكترون وميون وتاو. هناك أيضًا ثلاثة مضادات للنيوترينوات من نفس النكهات. تحصل النيوترينوات على أسمائها من إخوانها المشحونين من اللبتون من أجل زيادة الكتلة ، الإلكترون والميون والتاون. اعتقد العديد من المنظرين أن كتلة النيوترينوات تساوي صفرًا في السنوات الماضية. إن اكتشاف مثل هذه القيم الصغيرة يعد لغزًا ودليلًا بلا شك.

من أين تأتي النيترينوس؟
تُنتج النيوترينوات في ظروف كثيرة في الأرض ، في الشمس والنجوم والمجرات. تلك التي نهتم بها هنا هي نتيجة التحلل الإشعاعي في مفاعلات الطاقة النووية في جميع أنحاء اليابان. هذه هي النيوترينوات المضادة من نوع الإلكترون. هذا على عكس تجارب النيوترينو الشمسية التي تقيس النيوترينوات من نوع الإلكترون القادمة من منتصف الشمس.

كما أظهرت تجربة كاملاند وجود نيوترينوات ناتجة عن التحلل الإشعاعي في جميع أنحاء الأرض ، ومعظمها من اليورانيوم والثوريوم ومنتجات الاضمحلال الخاصة بهما. هذه النيوترينوات لها طاقات في الحد الأدنى من نطاق المراقبة كاملاند ، ولا تشكل خلفية إشكالية لاكتشاف مفاعلات الطاقة النووية. في الواقع ، من النتائج الحالية ، من الواضح أن كاملاند سيكون لديها قريبًا إحصائيات كافية لقياس إشارة إيجابية من النشاط الإشعاعي الكلي للأرض حتى الآن لا يمكن لكاملاند إلا المطالبة بحد أعلى. هذه الملاحظة غير المسبوقة لها آثار على تسخين الأرض داخليًا عن طريق النشاط الإشعاعي وهي ذات أهمية للجيولوجيين.

كيف يتم الكشف عن مضادات النيترينوس الإلكترونية؟
تنتقل النيوترينوات عمومًا عبر الأرض بشكل غير مبعثر ، ولكن في بعض الأحيان يتفاعل المرء ، أحيانًا في كاشف كاملاند. عادةً ما يضرب إلكترون مضاد النوترينو كواركًا في نواة ذرة الهيدروجين ، وهو بروتون ، داخل زيت البارافين. يخطف النيوترينو شحنة موجبة ليصبح بوزيترونًا ويحول البروتون إلى نيوترون. يفني البوزيترون بإلكترون على الفور تقريبًا ، وينتج شعاعي جاما. تنتقل أشعة جاما بضع عشرات من السنتيمترات في السائل وتتفاعل نفسها بشكل أكبر ، مما يؤدي إلى المزيد من الجسيمات. تترسب الطاقة في الحرارة في نهاية المطاف ، ولكن أيضًا في جزيئات مثيرة إلى حالات يمكن أن تتحلل منها مع انبعاث الضوء. مادة التلألؤ التي تمت إضافتها إلى الزيت فعالة جدًا في هذا. في الشبكة ، يحصل المرء على حوالي 3000 فوتون ضوئي لكل MeV من الطاقة المودعة. بعبارة أخرى ، ما يقرب من 5000 إلى 10000 فوتون لكل تفاعل نيوترينو من هذا النوع. كل هذا يحدث في بضع نانو ثانية (جزء من المليار من الثانية).

في هذه الأثناء ، يبدأ النيوترون الناتج عن تفاعل النيوترينو في الدوران بلا هدف ، ويصطدم بالذرات ، وفي النهاية يتم التقاطه بواسطة نواة هيدروجين أخرى. ليصبح الديوتيريوم. يحدث هذا مع إطلاق طاقة الربط للديوتيريوم البالغة 2.2 ميغا إلكترون فولت ، ويحدث عادةً بعد حوالي 200 ميكروثانية (فترة طويلة على مقياس الأحداث هذا). ومن ثم فإن التوقيع على التفاعلات المضادة للنيوترينو هو انفجار أولي للفوتونات في نطاق الطاقة المناسب من البوزيترون متبوعًا في عدة مئات من الميكروثانية بانفجار ثاني من الضوء سببه النيوترون.

يجب أن تكون هذه الدفقات الضوئية في النطاق الصحيح من الشدة وأن تكون قريبة من الوقت المناسب. علاوة على ذلك ، باستخدام وقت استلام الضوء كما تستشعره المضاعفات الضوئية الكبيرة (أجهزة الكشف عن الضوء) ، يمكن للمرء إعادة بناء موقع أصل نبضات الضوء والمطالبة بأن تكون في نطاق متر أو مترين من بعضها البعض. تعمل هذه المجموعة من المتطلبات بعد ذلك على إنشاء مرشح نظيف للغاية لأحداث الخلفية. يتم تسجيل البيانات من كل انفجار صغير للضوء في الكاشف. تتم عملية التصفية للعثور على أحداث مضادات النيترينو خارج الإنترنت ، مما يسمح بدراسة متأنية للخلفيات والمعايرة وما إلى ذلك. في النهاية ، تكون الأحداث المضادة للنيوترينو بشكل أساسي بدون خلفية (حوالي خلفية واحدة إلى 80 حدثًا حقيقيًا مضادًا للنيوترينو).

ما هي مشكلة النيوترينو الشمسية؟
استمرت "مشكلة النيوترينو الشمسي" لسنوات عديدة ، منذ عام 1968 عندما قامت أول تجربة لنيوترينو شمسي ، والتي حصل راي ديفيس على جائزة نوبل لها هذا العام ، برصد نيوترينوات الإلكترون من الشمس. قامت هذه التجربة بقياس معدل تحويل الكلور إلى الأرجون في خزان سائل التنظيف في منجم عميق في Homestake ، داكوتا الشمالية. في وقت لاحق ، أظهرت تجارب كيميائية إشعاعية مماثلة في روسيا وإيطاليا مع تحويل الغاليوم إلى الجرمانيوم ، تباينًا مشابهًا (على الرغم من اختلاف الحجم). ثم اكتشف كاشف Kamiokande في اليابان الانتثار المرن للنيوترينوات من الإلكترونات في الماء ، وأجرى أول قياسات على الإنترنت للنيوترينوات القادمة من الشمس. لهذا حصل Masatoshi Koshiba على جائزة نوبل في عام 2002. تم إنتاج الجزء الأخير من اللغز في عام 2000 وبإحصائيات أكثر إقناعًا في عام 2002 من خلال تعاون SNO. لم يقيس هذا الأخير العجز في نيوترينوات الإلكترون فحسب ، بل وجد أيضًا المعدل المتوقع للنيوترينوات الشمسية في قياس جديد يستشعر الأعداد الإجمالية للنيوترينوات الشمسية.

يبدو أن هذا يبرر تبرئة الأشخاص الذين كانوا يحسبون تدفقات النيوترينو الشمسية لسنوات عديدة ، والذين غالبًا ما تم اتهامهم بارتكاب خطأ والتسبب في مشكلة النيوترينو الشمسي (وبالتالي إضاعة الكثير من الوقت والمال من التجريبين). نحن نعلم الآن أنهم فعلوا الأمر بشكل صحيح بالفعل ، ويبدو أن النيوترينوات تخرج من الشمس ولكن شيئًا ما يحدث لها لتغيير مزيج النكهات. يبدو أن التذبذب البسيط بين الأنواع الثلاثة المعروفة من النيوترينوات هو أفضل رهان ، ولكن تظل هناك بعض الغموض. وهكذا كان الفيزيائيون ينتظرون نتائج تجربة كاملاند التي تسمح باختبار هذا الاستنتاج بطريقة مستقلة تمامًا عن مشاكل الشمس.

ما هو الاختلاف في نتائج KAMLAND؟
تجربة كاملاند هي الأحدث في سلسلة طويلة من التجارب التي تقيس النيوترينوات من المفاعلات. في الواقع ، في عام 1955 ، قام فريد رينز وكلايد كوان بأول ملاحظات للنيوترينوات باستخدام نفس الآلية تمامًا كما في كاملاند. كانت هذه خطوة رائعة إلى الأمام لأن الكثيرين اعتقدوا أن النيوترينوات غير قابلة للاكتشاف.

في الجزء الداخلي ، تم إجراء ما يقرب من اثنتي عشرة تجربة بالقرب من المفاعلات ، حيث أصبحت أكبر وأبعد. تم تشغيل أحدث تجربتين في التسعينيات في CHOOZ في فرنسا وبالو فيردي في الولايات المتحدة باستخدام عدة كاشفات أطنان على مسافات تصل إلى حوالي كيلومتر واحد. لذلك ، مثلت كاملاند قفزة كبيرة في مدى حوالي مائة ، حيث تستشعر المفاعلات على مسافة نموذجية تبلغ 180 كم. كانت هذه التجارب السابقة مفيدة للغاية في دراسة طيف النيوترينوات من المفاعلات ، والمقاطع العرضية للنيوترينو ، وما إلى ذلك ، كل هذا يسمح بأن يكون معدل الأحداث المتوقعة (إذا لم تحدث تذبذبات) في كاملاند معروفًا بنسبة 2٪. لم تر التجارب السابقة أي علامة على الإطلاق على اختفاء النيوترينو ، كما نعلم الآن ، لأنها كانت قريبة جدًا. (كانت هناك العديد من الإنذارات الكاذبة من التجارب السابقة ، ومع ذلك ، فقد توقف كل منها عن طريق العمل الإضافي).

يتمثل الاختلاف الرئيسي بين تجارب النيوترينو الشمسي وتجارب كاملاند في أن تجربة كاملاند تعتمد كليًا على مصادر محلية ومدروسة بشدة ومصادر من صنع الإنسان لمضادات النيوترينوات. وبالطبع فإن مصدر الطاقة الشمسية هو النيوترينوات ، وليس النيوترينوات المضادة. نجد الآن أن النيوترينوات والنيوترينوات المضادة تتصرف بنفس الطريقة فيما يتعلق بالتذبذبات هو اختبار مهم لشيء يسميه الفيزيائيون ثبات CPT. في الممارسة العملية في هذه الحالة ، فهذا يعني أن النيوترينوات والنيوترينوات المضادة تتصرف بنفس الطريقة (نفس الكتلة والتذبذبات). هذا التناظر ، على الرغم من ثقته الكبيرة من قبل المنظرين ، تم التشكيك فيه في هذه الحالة ، كمهرب لمجموعة أخرى من التجارب التي يبدو أن نتائجها غير متوافقة مع جميع التجارب الأخرى (LSND). من الصحيح أيضًا أنه حتى الآن لم يتم تقييد CPT بشدة بالنسبة للنيوترينوات. يبدو أن نظريات المضاربة تم رفضها بشكل واضح من خلال نتائج KamLAND وأن CPT هي تناسق آمن مع مستوى معقول من الدقة.

ما هي التذبذبات؟
تذبذبات النيوترينو هي تأثير ميكانيكي كم غريب. من الصعب إيجاد تشبيه عياني جيد لأنه يتعلق بازدواجية موجة الجسيمات للمادة الأساسية.

نحن نعرف فقط ماهية الجسيم من خلال طريقة إنتاجه أو تفاعله وهذا ما نسميه. عندما يتحلل البيون ، ينتج عنه ميون وميون (مضاد) نيوترينو عندما يتحلل النيوترون ، وينتج عنه بروتون وإلكترون ونيوترينو إلكترون (مضاد). عندما يتم إنتاج الميون بواسطة نيوترينو فإننا نعلم أنه تم إنتاجه بواسطة نيوترينو الميون. وما إلى ذلك وهلم جرا.
هناك طريقة أخرى لمعرفة الجسيم بالوزن ، كما يتم التعبير عنه بالسرعة في ضوء كمية معينة من الطاقة وأيضًا عندما تنجذب بواسطة الجاذبية. عادةً ما تكون هذه التعريفات هي نفسها لكل جسيم ، ولكن يبدو أن نيوترينوات الميون مختلطة جدًا.

إذا أنشأنا شعاع نيوترينو الميون عند مُسرع وقمنا بتمريره عبر كيلومتر من الأرض والدرع الحديدي للتخلص من جميع الجسيمات المشحونة ، فإننا نرى الميونات يتم إنتاجها أحيانًا في الكاشف ، في الاتجاه الصحيح وبعد أن تضرب نبضة الحزمة الجسيمية هدف الإنتاج. النيوترينوات هي جسيمات معروفة جيدًا بهذا المعنى ، وهي جسيمات حقيقية ومستقرة ، وقد تمت دراسة تفاعلاتها في مسرعات الجسيمات وتحت الأرض وفي المفاعلات لأكثر من 30 عامًا.

الوضع الغريب للنيوترينوات ، والذي يختلف عن جميع الجسيمات الأولية الأخرى ، هو أن حالة الجسيم الذي نسميه الإلكترون أو الميون أو نيوترينو تاون قد لا تكون هي نفسها حالة كتلة الجسيم. النيوترينوات هي نوع من علاقة الدكتور جيكل والسيد هايد. والأكثر غرابة من ذلك ، أن النيوترينوات تتكون على ما يبدو من ثلاث كتل مختلفة على الأقل ،

يمكن أن يتكون نيوترينو الميون بشكل فعال من نصف كل حالة من حالتين مختلفتين قليلاً في الكتلة والتي تتأرجح داخل وخارج الطور مع بعضها البعض أثناء انتقالها ، وتتفاعل بالتناوب مثل نيوترينو الميون ثم تصنع نيوترينو تاو. الذي يتم ملاحظته يعتمد على مكان اعتراض الكاشف للحزمة.

على النقيض من ذلك ، يبدو أن نيوترينو الإلكترون (أو مضاد النوترينو) هو مزيج من جميع كتل النيوترينو الثلاثة. لا يزال يتعين علينا الحصول على المزيج الكلي بشكل مستقيم ، ولكن يبدو أن مزيج نيوترينوات الإلكترون مع مزيج من نيوترينوات تاو وميون كبير كما قد يكون. هذه النتيجة الغريبة لم تكن متوقعة من الناحية النظرية ولا نفهم سبب ذلك.

ماذا تظهر الدراسات الأخرى عن الكتلة والتذبذبات المحايدة؟
لقد استعصت كتلة النيوترينوات وإمكانية تأرجحها الباحثين لسنوات عديدة. التجارب القائمة على المعجل وغيرها من التجارب التي تستخدم المفاعلات والمصادر المشعة لم تسفر حتى الآن إلا عن حدود عليا لكتل ​​النيوترينو. لم يتم ملاحظة أي تذبذبات بشكل مقنع قبل إعلان نتائج Super-Kamiokande في عام 1998 ، والتي أظهرت "مسدس الدخان" أن نيوترينوات الميون اختفت أثناء عبور الأرض. أسفرت الدراسات اللاحقة (بواسطة Super-Kamiokande و K2K و MACRO و Soudan II) عن المعلومات التي تفيد بأن نيوترينوات الميون تتذبذب بالفعل وأن شركائها هم نيوترينوات تاو.

تم وصف حالة النيوترينو الشمسي أعلاه ، ولكن الجوهر هو أنه من نتائج SNO و Super-Kamiokande على قياسات النيوترينو الشمسي ، المأخوذة مع النتائج السابقة ، يمكننا أن نستنتج بثقة أن عجز النيوترينوات مقارنة بالحسابات ، من الشمس ، على الأرجح يشير إلى أن نيوترينوات الإلكترون تتذبذب. بسبب المسافة إلى الشمس ، فإن حقيقة أن النموذج الشمسي معقد للغاية ، ووجود بعض النماذج (على الرغم من أنها ليست رائجة كثيرًا) بخلاف التذبذبات ، تجعل الناس غير مرتاحين قليلاً لنتائج الطاقة الشمسية. نتائج كاملاند الجديدة ، التي تتعلق بتجربة أرضية فقط في ظروف مضبوطة نسبيًا ، تمحو العديد من أوجه عدم اليقين وتهرب من الجمل: النيوترينوات لها كتلة وكلها تتأرجح!

سعت العديد من التجارب إلى قياس كتلة النيوترينو المطلقة مباشرةً ، وهو أمر صعب للغاية. نعلم أن النيوترينوات خفيفة ، أقل بكثير من كتلة الإلكترون. في الواقع ، اعتقد العديد من المنظرين أن كتلة النيوترينو ستثبت أنها صفر. تقيس تجارب التذبذبات فقط الاختلافات في الكتلة التربيعية ، لذلك لا يمكن أن تخبرنا عن كتلة النيوترينو المطلقة. في الواقع ، قد تكون كتل النيوترينو صغيرة تقريبًا مثل الاختلافات ، أو قد تكون جميعها قريبة من 1 فولت ، مع وجود اختلافات طفيفة. من الممكن أن يتم قياس كتلة النيوترينو الكلية عن طريق التجارب الفيزيائية الفلكية الجارية ، إذا كانت الكتلة الكلية حوالي 0.1 فولت على الأقل. نظرًا لأن عدد النيوترينوات الناتجة عن الانفجار العظيم يفوق عددًا كبيرًا من البروتونات في الكون (بمقدار ملياري إلى واحد أو نحو ذلك) ، فحتى كتلة النيوترينو الصغيرة لها أهمية كونية. الكتلة الإجمالية لجميع النيوترينوات في الكون قريبة من كتلة كل النجوم التي يراها المرء في السماء.

ما الذي تظهره بيانات KAMLAND؟
تشير بيانات KamLAND إلى أن نيوترينوات الإلكترون والنيوترينوات المضادة تتأرجح على الأرجح بفارق كتلة مربعة يبلغ حوالي 0.00007 eV ^ 2 ومع اختلاط كبير قدر الإمكان ، أو قريب من ذلك. فرق الكتلة صغير جدا. حوالي 0.008 فولت. يبدو أن فرق الكتلة بين حالتي كتلة النيوترينو الأثقل حجمًا يبلغ حوالي 0.05 فولتًا ، أي ما يقرب من ستة أضعاف. يجب مقارنتها بكتلة الإلكترون ، وهي 511000 فولت. ليس لدينا نموذج نظري لانتشار هذه الجماهير أو مجموعها المطلق.

كما هو مذكور أعلاه ، تُظهر بيانات KamLAND أيضًا الاتساق التام بين البيانات الشمسية والتجربة الأرضية ، وبين النيوترينوات والنيوترينوات المضادة.

بماذا يتأرجح الإلكترون نيوترينوس؟
تخبرنا بياناتنا بالإضافة إلى البيانات الشمسية بشكل لا لبس فيه أن نيوترينوات الإلكترون تتذبذب ، على الرغم من أننا لا نستطيع التأكد من حالة النيوترينو الأخرى. تشير الاختبارات المختلفة الآن إلى أن الشريك المتأرجح لنيوترينو الإلكترون ليس نيوترينوًا معقمًا جديدًا ، ولكنه متوافق تمامًا مع كونه مزيجًا غير مؤكد حتى الآن من نيوترينو الميون والتاو.

هل النتائج الجديدة متوافقة مع بيانات أخرى؟
كما ذكرنا سابقًا ، تتوافق نتائج KamLAND تمامًا مع التجارب السابقة على مسافات أصغر من المفاعلات ومع مجموعة تجارب النيوترينو الشمسية. لا تتعارض نتائج KamLAND مع أي نتائج أخرى.


من أين تأتي النيوترينوات الأكثر نشاطًا؟

من أين تأتي النيوترينوات الأعلى طاقة في الكون؟ لدى العلماء بعض الأفكار ، لكنهم لا يعرفون حقًا. النيوترينوات الأعلى طاقة التي رآها العلماء ليست مصنوعة على الأرض ، فهي تأتي من خارج نظامنا الشمسي ولديها طاقات تفوق بكثير أي شيء يمكننا إنتاجه في مسرعات الجسيمات. هذا أحد الألغاز الفيزيائية المحيرة: ما الذي يصنع هذه الجسيمات النشطة بشكل لا يصدق؟

الشيء نفسه الذي يجعل من الصعب جدًا التقاط النيوترينوات & # 8212 ؛ إحجامهم عن التفاعل مع المادة & # 8212 يجعلهم أيضًا رسلًا مذهلين من أماكن بعيدة في الكون. على عكس الضوء ، يمكن للنيوترينوات الكونية أن تسافر إلينا من أماكن غير شفافة ويمكن أن تكشف عن أسرار الأماكن شديدة الكثافة في كوننا. وعلى عكس الأشعة الكونية ، وهي نوى مشحونة نشك في أنها تشترك في نفس أصول النيوترينوات الكونية ، فإن النيوترينوات لا تنزعج في رحلتها. حيث يمكن أن تنحرف الأشعة الكونية عن طريق الحقول المغناطيسية ، يمكن للنيوترينوات الكونية أن تشير إلى مصادرها وتقدم أدلة على العمليات النشطة للغاية التي ولدتها.

تتضمن بعض التفسيرات المحتملة بقايا المستعرات الأعظمية ، والثقوب السوداء ، والنجوم النابضة ، والانفجارات التي تسمى انفجارات أشعة جاما ، أو التفاعلات في مراكز المجرات المكتظة بالسكان (تسمى نوى المجرات النشطة). ولكن قد يكون أيضًا شيئًا جديدًا تمامًا لم نواجهه من قبل.

باستخدام تجربة IceCube في القارة القطبية الجنوبية ، استطاع العلماء التقاط نيوترينوات نشطة للغاية بحيث لا بد أنها نشأت خارج نظامنا الشمسي. أطلق العلماء على بعضهم أسماء غريبة الأطوار تستند إلى شخصيات شارع سمسم: بيج بيرد ، بيرت ، وإيرني. التجارب الكبيرة الأخرى (مثل KM3NeT ، والتي قد تستخدم أدوات منتشرة في جميع أنحاء جزء من البحر الأبيض المتوسط) مهتمة أيضًا بالتقاط هذه الجسيمات الخارجية. لقد بشر هؤلاء الرسل الكونيون بزوغ فجر علم فلك النيوترينو: طريقة أخرى للعثور على معلومات حول كوننا الواسع والغريب.

ستكتشف مصفوفات KM3NeT & # 8217s المكونة من آلاف المستشعرات الضوئية الضوء الخافت في أعماق البحار من الجسيمات المشحونة الناشئة عن تصادم النيوترينوات والأرض. الائتمان: تعاون KM3NeT / إدوارد بيربي / نكيف

لوحظت أشعة كونية عالية الطاقة في العديد من تجارب الأشعة الكونية الأرضية حول العالم ، لكن أصولها لا تزال غامضة. يصعب تعقب مصادرها بشكل خاص لأن الأشعة الكونية يمكن أن تنحرف في المجال المغناطيسي لمجرتنا بحيث لا تعود تشير إلى أصولها. يأمل العلماء في استخدام النيوترينوات الكونية لمعرفة المزيد عن الأشعة الكونية عالية الطاقة.

هناك العديد من المصادر الكونية المحتملة لهذه الأشعة الكونية فائقة الطاقة والنيوترينوات في مجرتنا وخارجها: المصادر المجرية ، مثل بقايا المستعرات الأعظمية ، أو المصادر خارج المجرة ، مثل نوى المجرة النشطة وانفجارات أشعة جاما. علم فلك النيوترينو هو مجال متنامٍ يقوم فيه العلماء برسم خريطة للسماء باستخدام النيوترينوات بدلاً من الفوتونات. تأمل هذه التجارب الصعبة ، والتي تشمل IceCube و ANTARES و KM3NeT ، في إلقاء الضوء على أصول هذه النيوترينوات فائقة الطاقة.

تم اكتشاف حدث 2-PeV (بيتا إلكترون فولت) من النيوترينو بواسطة IceCube يوم الثلاثاء ، 4 ديسمبر ، 2012. أطلق عليه اسم "Big Bird". الائتمان: تعاون IceCube

على الرغم من أن تجربة IceCube قد لاحظت العديد من النيوترينوات عند طاقات لا تصدق ، إلا أنه حتى الآن لم يحدد أحد مصدرًا كونيًا معينًا. لذلك على الرغم من أن العلماء لديهم دليل على وجودهم ، إلا أنهم في الحقيقة ليس لديهم فكرة عن الآليات التي تنتجها أو من أين أتوا. لكن مثل هذه التحديات هي ما يحب العلماء.

تصبح النيوترينوات عالية الطاقة مثيرة للاهتمام بشكل خاص عندما نصل إلى ما يسمى حد Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK). حد GZK هو الحد الأعلى النظري لطاقات الأشعة الكونية القادمة من مصادر بعيدة ، والتي تعتبر على بعد أكثر من 150 مليون سنة ضوئية من نقطتنا الزرقاء الباهتة. يجب أن يكون للأشعة الكونية هذا الحد ، على الأقل من الناحية النظرية ، بسبب الطريقة التي تبعثر بها فوتونات الخلفية الكونية الميكروية ، وهي جزيئات الضوء منخفضة الطاقة المتبقية من الانفجار العظيم.

هذا الحد الأقصى هو حوالي 10 20 إلكترون فولت ، حوالي 70 مليون مرة أكبر من أعلى الطاقات التي تمكنا من الوصول إليها في المختبرات. بينما يتعين على الأشعة الكونية مراقبة هذا الحد ، ليس بالضرورة أن يكون للنيوترينوات مثل هذا الحد & # 8212 ولا تزال تلك التي تنتج في هذه الطاقات المذهلة قادرة على الوصول إلينا على الأرض. إن اكتشاف هذه النيوترينوات النشيطة للغاية والنادرة للأسف يمكن أن يفتح نافذة جديدة تمامًا يمكن من خلالها رؤية الكون واستكشافه.

يبتكر العلماء أفكارًا مثيرة للبحث عن تلك النيوترينوات. مثال واحد؟ استخدام تكنولوجيا الراديو في منطاد عالي الارتفاع لدراسة الدرع الجليدي في القطب الجنوبي بأكمله.


طاقات النيوترينو

كما لو لم يكن الأمر محيرًا بما يكفي لوجود نيوترينوات ذات نكهات مختلفة ، وكتل مختلفة ، ومادة مختلفة (المادة المضادة والمادة العادية) ، فإن النيوترينوات تأتي أيضًا في مجموعة متنوعة من الطاقات.

تعتمد طاقة النيوترينو على العملية التي تكونه. نظرًا لعدم وجود شحنة للنيوترينوات ، لا توجد طريقة لاستخدام الحقول الكهربائية لتسريعها ومنحها المزيد من الطاقة ، بالطريقة التي يمكن للعلماء استخدامها مع جزيئات مثل البروتونات. ستؤدي التفاعلات الأكثر نشاطًا إلى إنشاء نيوترينوات أكثر نشاطًا. هذه رائعة للعلماء ، لأن الجسيمات التي تحتوي على المزيد من الطاقة من المرجح أن تتفاعل وتترك آثارًا. من المرجح أن يتم إيقافهم بسبب المادة العادية ونقل تلك الطاقة إلى شيء آخر (جسيمات أخرى) يمكن أن تلتقطه أجهزة الكشف.

يُظهر هذا المسار من كاشف NOvA للنيوترينو في Fermilab الجزيئات الناتجة عن تفاعل النيوترينو. الائتمان: تعاون NOvA

Low-energy neutrinos, such as those left over from the Big Bang, are very difficult to find because not only are they weakly interacting (like all neutrinos), but they also don’t have much energy to pass on to other particles we can see. Even if they do, that signal is likely to be weak and hard to pick out from all the other interactions shouting over it.

Neutrino energy is typically measured in electronvolts. But there is a big range of neutrino energies. Some have one-millionth of an electronvolt, and some have a quintillion electronvolts (that’s a 1 followed by 18 zeros). That means plenty of neutrinos to explore, and interesting information about the processes that formed those neutrinos.

Neutrinos come in a wide variety of energies. Some of the lowest-energy ones come from the Big Bang, while the most energetic seen thus far have come from extragalactic sources. The neutrino cross section (on the y axis) is a measure of how likely the neutrino is to be stopped by regular matter. The higher energy a neutrino has, the more likely it is to interact. Credit: J.A. Formaggio and G.P. Zeller

Because neutrinos come in a very broad range of energies, an even broader range of techniques have to be used to see them.

The lowest-energy neutrinos come from just a few seconds after the Big Bang, and it is expected that these neutrinos have only a fraction of an electronvolt of energy. This is less energy than it takes to even knock an electron out of a hydrogen atom, making them incredibly hard to detect, because you need a detector with an even lower threshold. It turns out that materials at room temperature are vibrating with thermal energies that are much higher than these Big Bang neutrinos, so one way to see these lowest-energy neutrinos is to use stiller, colder materials (at cryogenic temperatures) and look for nuclei that receive a small amount of energy seemingly out of the blue. Another proposed method to see these neutrinos is using these low-energy neutrinos to stimulate a beta decay, then searching for an outgoing electron that has just a little more energy than one would expect. The trick, then, is building a detector that can measure tiny differences in electron energies.

This plot shows the sun in neutrinos. The bright yellow at the center means a high concentration of neutrinos from that direction. Credit: Super-Kamiokande Collaboration/Kamioka Observatory, ICRR, Univ. of Tokyo

Neutrinos from the sun come in energies from tens to millions of electronvolts, a result of the many different fusion processes that take place there simultaneously. Scientists now know that most neutrinos from the sun are in the tens to hundreds of electronvolts. Researchers were able to see these only by building an extremely large scintillator detector and making sure there were no radioactive contaminants anywhere nearby.

The first neutrinos from the sun that scientists were able to see were the ones energetic enough to change a chlorine atom into an excited argon atom (by changing a neutron inside a nucleus to a proton). The was Ray Davis’s experiment at the Homestake Gold Mine. By measuring the radioactive decay of that excited argon atom, scientists made the first measurements of neutrinos from the sun.

Once a neutrino is energetic enough to knock an electron out of its orbital, then detectors that are sensitive to electric charges can pick the little particles up. The striking thing about this reaction is that the electron is knocked out of its orbital at exactly the same angle as the incoming neutrino hit with. If a detector can measure that outgoing electron angle and take into account the detector’s relationship to the sun, then you can actually “see” the sun with neutrinos. The detector, whether it’s on Earth’s surface or underground, will see the sun all the time, day or night.

Neutrinos from nuclear reactors have a million times more energy than Big Bang neutrinos, so they can be seen by measuring their interactions with atoms. One key difference is that the neutrinos from reactors are actually antineutrinos, so instead of changing neutrons to protons, they change protons to neutrons—and the neutrons are much harder to detect. The neutrons can be captured by certain particles that then decay and produce photons, particles of light, which can signal that a neutrino was there.

The Deep Underground Neutrino Experiment hosted by Fermilab will use an intense beam of neutrinos with billions of electronvolts of energy. Credit: DUNE/Fermilab

As neutrinos go from a million electronvolts to a billion electronvolts, they can start to transfer more energy to the particles in a detector. At a billion electronvolts, that same process of a neutrino colliding with a nucleus can produce an electron that travels through dozens of centimeters of plastic or a muon that travels through meters of steel. At 10 billion electronvolts, the neutrinos have enough energy to completely break up a nucleus.

Finally, if you need a meter of steel to see a 1-GeV muon, then you need a kilometer of steel to see a 1-TeV muon. The detectors that have seen the highest-energy neutrinos are those that are made with a cubic kilometer of detector material. The question is, how on Earth can you afford a cubic kilometer of detector? You have to use some material that’s already available in large quantities and figure out how to pull a signal out of it. People have made detectors out of both ocean water and the ice in Antarctica to see these highest-energy neutrinos.

The IceCube experiment uses a cubic kilometer of ice in Antarctica as its detector medium. More than 5,000 sensors in the ice look for neutrinos from outer space. Credit: IceCube Collaboration/University of Wisconsin-Madison


Swift 10 Years of Discovery, a novel approach to Time Domain Astronomy

1 Introduction

The detection of MeV neutrinos emitted from the Sun and from the supernovae allowed the understanding of the physics of these astrophysical objects (see Bahcall, 2004 Raffelt, 2004 for a review). MeV neutrino “telescopes” are capable of detecting neutrinos from sources close to our galaxy up to a distance of < 100 kp . The main goal of the construction of high energy, > 1 TeV , neutrino telescopes ( Gaisser et al., 1995 ) is the extension of the distance accessible to neutrino astronomy to cosmological scales ( Waxman, 2009 ).

The existence of extra-galactic high-energy neutrino sources is implied by cosmic-ray observations. The cosmic-ray spectrum extends to energies ∼ 10 20 eV , and is likely dominated beyond ∼ 10 19 eV by extra-galactic sources. The origin of Cosmic Rays (CRs) has been a tantalizing mystery ever since their discovery by Hess (1912) nearly a century ago. While “lower energy” CRs of up to 10 16 eV are believed to originate from supernova explosions in our galaxy ( Blasi, 2008 ), the source of the more energetic CRs whose energies can exceed 10 19 eV remains unknown ( Cronin, 2005 ). Although ultrahigh energy cosmic rays (UHECR) are produced throughout the Universe, those observed at the Earth must have been produced locally (within 50 Mpc) since they lose energy while propagating through the Cosmic Microwave Background (CMB). This process (discussed by Greisen (1966) and Zatsepin and Kuzmin (1966) – “GZK”) not only causes energy loss for the primary, but also creates secondary particles of extremely high energy ( Beresinsky and Zatsepin, 1969 Stecker, 1973 ), including neutrinos above 10 17 eV . The secondary particles, particularly Ultra High Energy Neutrinos (UHEN), can be used to explore the origins of UHECR ( Seckel and Stanev, 2005 ). With no electric charge, neutrinos experience no scattering or energy loss, and so provide a probe of the source distribution even to high redshift. Since UHECRs and the expected “GZK cutoff” have been observed, the expectation of a GZK neutrino flux is on very strong footing ( Mannheim et al., 2001 ). UHE neutrinos are also likely to be created at the acceleration sites of the UHECRs, pointing directly to the source from the Earth, and providing information on the role of hadrons in the acceleration.

Only active galactic nuclei ( Rachen and Biermann, 1993 ) and gamma ray bursts ( Milgrom and Usov, 1995 Vietri, 1995 Waxman, 1995 ) are believed to be capable of accelerating CRs to such enormous energies ( Wick et al., 2004 ). Gamma Ray Bursts (GRBs) are powerful explosions, and are among the highest-redshift point sources observed. The most common phenomenological interpretation of these cosmological sources is through the so-called fireball model ( Piran, 2000 Mészáros, 1999, 2006 ). In this model, part of the energy is carried out (e.g., from a collapsed star) by hadrons at highly-relativistic energies, some of which is dissipated internally and eventually reconverted into internal energy, which is then radiated as γ-rays by synchrotron and inverse-Compton emission by shock-accelerated electrons. As the fireball sweeps up ambient material, it energizes the surrounding medium through, e.g., forward shocks, which are believed to be responsible for the longer-wavelength afterglow emission ( Mészáros, 1999 ).

If the GRB jet comprises PeV protons, it should produce energetic neutrinos through photon–hadron interactions. The photons for this process can be supplied by the GRB gamma rays during its prompt phase, or during the afterglow phase ( Waxman and Bahcall, 1997 Dermer, 2002 ). These lead to the production of charged pions, which subsequently decay to produce neutrinos. Within this picture, GRBs should produce neutrinos with energies of ∼ 100 TeV from the same region in which the GRB photons are produced ( Guetta et al., 2004 ). These neutrinos, if present, could be readily detected. Hence, the detectability of TeV to PeV neutrinos depends on the presence of (>) PeV protons and on the efficiency at which their energy is converted into neutrinos, as compared to how much of the energy is in electrons, which is manifested primarily in the prompt GRB photon emission.

Neutrino astronomy has steadily progressed over the last half century, with successive generations of detectors achieving sensitivity to neutrinos with increasingly higher energies. With each increase in neutrino energy, the required detector increases in size to compensate for the dramatic decrease of the flux with energy. The high-energy neutrinos from GRBs and the GZK neutrinos discussed above should be detected by large neutrino telescopes, such as IceCube, the Askarian Radio Array (ARA) and in the future KM3NeT. 1 All these detectors look for the Cherenkov radiation initiated by the neutrino interactions in the ice using either optical detection (IceCube, KM3NeT) or Radio Frequency (RF) detection (ARA).


Are all sources of cosmic rays blazars?

We don’t know yet. This is the first time we have been able to identify a likely source of neutrinos and cosmic rays. Scientists think there are other cosmic objects that might also accelerate cosmic rays, many even think that most of them will only be revealed with a larger neutrino detector, i.e., with larger samples of neutrino data, since the highest energy gamma rays might be absorbed in the environments around these sources or on their way to Earth.

Learn more about this in a short video featuring IceCuber Chad Finley, former convenor of the IceCube point-source working group.


Do neutrinos have as much information as photons do? - الفلك

Do neutrinos undergo redshift?
Are there such things as "neutrino spectra"?
How would they compare to photon redshifts?

Do neutrinos undergo redshift?
Are there such things as "neutrino spectra"?
How would they compare to photon redshifts?

Iantresman 1.Yes, neutrinos can undergo redshift.
2.Yes, there are neutrino spectra. They aren't easy to see.
3. Like photons, E=hv applies to neutrinos, E/c =hv/c describes the momentum of a photon or a neutrino. They differ in spin. photons have integral spin. 1,2.. neutrinos half-integral spin . 1/2, -1/2. and photons participate in the electromagnetic interaction, neutrinos the weak interaction. Pete.

We fully expect that neutrinos are less energetic if they are emitted by something moving away in our frame, or if they climb out of a deep gravity well. As far as I know this has never been tested.

Neutrinos do have energies, and the ones we observe coming out of the Sun can be identified with the specific reaction that created them. Neutrinos observed by the spray of particles coming out of the Antarctic ice are higher energy, and have observable energies with some modest sized error bars.

Neutrino redshift should act like photon redshift if and only if neutrinos are massless as trinitree88 thinks. If they are massive, they are still highly relativistic, and so their velocity will still be imperceptably close to c, but their energy should drop following SR.

In either case this is a great question, and someday we may be able to detect kown energy neutrinos from a source moving at a high specific velocity so we can test this.

Neutrino redshift should act like photon redshift if and only if neutrinos are massless as trinitree88 thinks. If they are massive, they are still highly relativistic, and so their velocity will still be imperceptably close to c, but their energy should drop following SR.

Could neutrino redshift, compared to photon redshifts, be able to determine the proportion of Doppler to Cosmological redshift, or would that also depend on their mass?

Could neutrino redshift, compared to photon redshifts, be able to determine the proportion of Doppler to Cosmological redshift, or would that also depend on their mass?

I do not know the answer. I can say that I think it is pretty likely that we will have accurate parallax measurements to galaxies outside our local group before we'll accurately measure this effect in neutrinos.

Neutrino redshift should act like photon redshift if and only if neutrinos are massless as trinitree88 thinks. If they are massive, they are still highly relativistic, and so their velocity will still be imperceptably close to c, but their energy should drop following SR.
Hasn't the question of whether neutrinos have rest-mass been answered? Since some of the neutrinos from the Sun change "flavor" in the few minutes they takes to reach us, they must be travelling at less than the speed of light, and therefore they have rest mass.

Hasn't the question of whether neutrinos have rest-mass been answered? Since some of the neutrinos from the Sun change "flavor" in the few minutes they takes to reach us, they must be travelling at less than the speed of light, and therefore they have rest mass.

I believe that they have mass, but Trinitree88 who wrote post #2 above does not believe this. I was writing allowing for his doubt, which includes the possibility that the flavor change only happens in the presence of other matter (i.e. inside the Earth and Sun), but not in the sparsely populated parts of space between us and sn1987a for example.

Hasn't the question of whether neutrinos have rest-mass been answered? Since some of the neutrinos from the Sun change "flavor" in the few minutes they takes to reach us, they must be travelling at less than the speed of light, and therefore they have rest mass.

Eroica. Wikipedia is an excellent, but not infallible (neither am I) source for quick info: for example. from your link. below:

They suggest that a fourth generation of fermions beyond the Standard Model would involve a "heavy "neutrino . easy to make in a particle accelerator. This ignores the experimental results from CERN. There, the production of Z0 bosons was at an energy "resonance", matching the mass/energy of the Z. around 90 Mev/c2.
The more ways there were for those Z's to decay, the more rapidly they would. The more rapidly they decayed, the shorter-lived they were. The shorter-lived they were, the narrower the width of the energy "resonance". This was known as the Z-pole. If it was spread out. one family of fermions. A little less spread. two families. Sharper than Bell-Shaped. three families. Sharper still..four families. The data clearly point to three (all known) familys. (The late great Richard Feymann capitulated on the data). There is no known evidence for either a fourth set of quarks(along with all the new mesons, baryons, hyperons, involved). or it's commensurate "heavy" neutrino. "easy" to generate.:naughty:
Their information on possible mass limits for neutrinos are equally shaky. Antoniseb has allowed the discrepancy until the results are incontrovertible. Every experiment claiming masses has a matter path where superposition of neutrinos with entrained matter occurs. allowing MSW flavor mixing. I believe some of ETA-C's posts concur. that the experiments to date define upper limits to possible masses. but are not inconsistent with massless neutrinos. May the wind be at your back. Pete

Eroica. Wikipedia is an excellent, but not infallible (neither am I) source for quick info:
Actually, Wikipedia was not my source. I just posted the link for convenient reference. I thought the matter had been settled, but obviously I was mistaken.


May the wind be at your back. Pete
And may the road rise before you. :)

Re the OP: As long as you are careful with your definitions (etc), you can get to the 'redshift' of neutrinos (or anything else astrophysical) from first (classical) principles.

Bob is moving away from Alex (let's say we're sitting in Alex' spaceship). Bob shoots bullets, neutrons, neutrinos, and photons directly at Alex. Bob also tells Alex, via the 2-way radio, just how fast he's shooting them (or, if you prefer, the energy he's sent them off with, plus their speed in the case of the bullets and neutrinos we're going to need something to do with their mass, just to be sure).

Alex receives the photons, neutrinos, neutrons, and bullets, and records the speed, energy (and mass) of each.

We none of us have any difficulty with the 'doppler' effect, for each type of thing, right?

For photons, it's straight-forward (just your normal redshift).

What about bullets? Could they be said to have a 'redshift'? Sure!

And neutrons? and neutrinos??

Now here's one tricky part - as long as the bullets don't move too fast, the 'redshift' can be related to the kinetic energy, which just reduces to the speed, right?

But what if they're going at relativistic speeds? How to factor in gamma (into the 'redshift')?

However you do that, you'll need to do the same thing with neutrons.

Which brings us to neutrinos . do they get the 'photon' treatment (for determining redshift)? or the 'bullet' treatment?

Anyway, to address another question (in post #4): think of a blazar - we're staring down the barrel of a particle accelerator that would make the LHC look like the dim glow of a firefly. Lots of photons, neutrons, and neutrinos (but maybe no bullets).
Blazars can be seen right across the universe (well, to several billion pc anyway), in light, radio, X-rays, gammas, . and maybe some of the UHECRs originate in them too.

The photon redshift in blazars is a mixture of doppler and cosmological, in origin . if we could measure it, would the 'UHECR redshift' be any different? The 'neutrino redshift'? A very good question!

Finally, we do have strong observational evidence that there is, indeed, some sort of 'cosmological redshift' for neutrinos.

Just as the CMB is the 'surface of last scattering' of photons, when photons and (ordinary) matter 'decoupled', so there is a 'surface of last scattering' for neutrinos, when they decoupled from (ordinary) matter. It happened much earlier . when the universe was merely

1 second old (IIRC). These 'relict' neutrinos would be easily detectable if they were not 'redshifted' down to frigidity (IIRC, the neutrino equivalent of the CMB is expected to be, just like the CMB, an almost perfect blackbody, of

1K whatever a 'blackbody' neutrino spectrum turns out to be). However, such cold neutrinos are essentially undetectable (using today's technology).

But then, neutrino oscillation makes the story more complicated .

These 'relict' neutrinos would be easily detectable if they were not 'redshifted' down to frigidity (IIRC, the neutrino equivalent of the CMB is expected to be, just like the CMB, an almost perfect blackbody, of

1K whatever a 'blackbody' neutrino spectrum turns out to be). However, such cold neutrinos are essentially undetectable (using today's technology).

Has the potential for such "cold neutrinos" been considered as a candidate for the "cold dark matter"?


What’s a neutrino?

A neutrino is a particle! It’s one of the so-called fundamental particles, which means it isn’t made of any smaller pieces, at least that we know of. Neutrinos are members of the same group as the most famous fundamental particle, the electron (which is powering the device you’re reading this on right now). But while electrons have a negative charge, neutrinos have no charge at all.

Neutrinos are also incredibly small and light. They have some mass, but not much. They are the lightest of all the subatomic particles that have mass. They’re also extremely common—in fact, they’re the most abundant massive particle in the universe. Neutrinos come from all kinds of different sources and are often the product of heavy particles turning into lighter ones, a process called “decay.”

These little particles have an interesting history. First predicted in 1930, they weren’t discovered in experiments until 1956, and scientists thought they were massless until even later. While we keep learning more about neutrinos, with new answers come new mysteries.

Neutrinos are also tricky to study. The only ways they interact is through gravity and the weak force, which is, well, weak. This weak force is important only at very short distances, which means tiny neutrinos can skirt through the atoms of massive objects without interacting. Most neutrinos will pass through Earth without interacting at all. To increase the odds of seeing them, scientists build huge detectors and create intense sources of neutrinos.

Physicist Enrico Fermi popularized the name “neutrino”, which is Italian for “little neutral one.” Neutrinos are denoted by the Greek symbol ν, or nu (pronounced “new”). But not all neutrinos are the same. They come in different types and can be thought of in terms of flavors, masses, and energies. Some are antimatter versions. There may even be some yet undiscovered kinds of neutrinos!


Ask Ethan: Do Neutrinos Always Travel At Nearly The Speed Of Light?

Neutrino detectors, like the one used in the BOREXINO collaboration here, generally have an enormous . [+] tank that serves as the target for the experiment, where a neutrino interaction will produce fast-moving charged particles that can then be detected by the surrounding photomultiplier tubes at the ends. However, slow-moving neutrinos cannot produce a detectable signal in this fashion.

INFN / Borexino Collaboration

For decades, the neutrino was among the most puzzling and elusive of cosmic particles. It took more than two decades from when it was first predicted to when it was finally detected, and they came along with a bunch of surprises that make them unique among all the particles that we know of. They can “change flavor” from one type (electron, mu, tau) into another. All neutrinos always have a left-handed spin all anti-neutrinos always have a right-handed spin. And every neutrino we’ve ever observed moves at speeds indistinguishable from the speed of light. But must that be so? That’s what Patreon supporter Laird Whitehill wants to know, asking:

“I know neutrinos travel almost at the speed of light. But since they have mass, there is no reason that they couldn’t travel at any speed. But [you’ve implied] their mass dictates that they must travel almost at the speed of light.

But light travels at a constant speed. But anything with mass can travel at any speed.”

So why, then, do we only see neutrinos traveling at velocities consistent with the speed of light? It’s a fascinating question. Let’s dive on in.

According to the Standard Model, the leptons and antileptons should all be separate, independent . [+] particles from one another. But the three types of neutrino all mix together, indicating they must be massive and, furthermore, that neutrinos and antineutrinos may in fact be the same particle as one another: Majorana fermions.

إي سيجل / ما وراء المجرة

The neutrino was first proposed in 1930, when a special type of decay — beta decay — seemed to violate two of the most important conservation laws of all: the conservation of energy and the conservation of momentum. When an atomic nucleus decayed in this fashion, it:

There Is Only One Other Planet In Our Galaxy That Could Be Earth-Like, Say Scientists

29 Intelligent Alien Civilizations May Have Already Spotted Us, Say Scientists

In Photos: The ‘Super Strawberry Moon’ Sparkles As Summer’s First, Biggest And Brightest Full Moon Hangs Low

  • increased in atomic number by 1,
  • emitted an electron,
  • and lost a little bit of rest mass.

When you added up the energy of the electron and the energy of the post-decay nucleus, including all the rest mass energy, it was always slightly less than the rest mass of the initial nucleus. In addition, when you measured the momentum of electron and the post-decay nucleus, it didn’t match the initial momentum of the pre-decay nucleus. Either energy and momentum were being lost, and these supposedly fundamental conservation laws were no good, or there was a hitherto undetected additional particle being created that carried that excess energy and momentum away.

Schematic illustration of nuclear beta decay in a massive atomic nucleus. Beta decay is a decay that . [+] proceeds through the weak interactions, converting a neutron into a proton, electron, and an anti-electron neutrino. Before the neutrino was known or detected, it appeared that both energy and momentum were not conserved in beta decays.

WIKIMEDIA COMMONS USER INDUCTIVELOAD

It would take approximately 26 years for that particle to be detected: the elusive neutrino. Although we couldn’t quite see these neutrinos directly — and still can’t — we can detect the particles they collide or react with, providing evidence of the neutrino’s existence and teaching us about its properties and interactions. There are a myriad of ways the neutrino has shown itself to us, and each one provides us with an independent measurement and constraint on its properties.

We’ve measured neutrinos and antineutrinos produced in nuclear reactors.

We’ve measured neutrinos produced by the Sun.

We’ve measured neutrinos and antineutrinos produced by cosmic rays that interact with our atmosphere.

We’ve measured neutrinos and antineutrinos produced by particle accelerator experiments.

We’ve measured neutrinos produced by the closest supernova to occur in the past century: SN 1987A.

And, in recent years, we’ve even measured a neutrino coming from the center of an active galaxy — a blazar — from under the ice in Antarctica.

The remnant of supernova 1987a, located in the Large Magellanic Cloud some 165,000 light years away. . [+] It was the closest observed supernova to Earth in more than three centuries, and the neutrinos that arrived from it came in a burst lasting about

10 seconds: equivalent to the time that neutrinos are expected to be produced.

Noel Carboni & the ESA/ESO/NASA Photoshop FITS Liberator

With all of this information combined, we’ve learned an incredible amount of information about these ghostly neutrinos. Some particularly relevant facts are as follows:

  • Every neutrino and antineutrino we’ve ever observed moves at speeds so fast they’re indistinguishable from the speed of light.
  • Neutrinos and antineutrinos both come in three different flavors: electron, mu, and tau.
  • Every neutrino we’ve ever observed is left-handed (if you point your thumb in its direction of motion, your left hand’s fingers “curl” in the direction of its spin, or intrinsic angular momentum), and every anti-neutrino is right-handed.
  • Neutrinos and antineutrinos can oscillate, or change flavor, from one type into another when they pass through matter.
  • And yet neutrinos and antineutrinos, despite appearing to move at the speed of light, must have a non-zero rest mass, otherwise this “neutrino oscillation” phenomenon would not be possible.

If you begin with an electron neutrino (black) and allow it to travel through either empty space or . [+] matter, it will have a certain probability of oscillating, something that can only happen if neutrinos have very small but non-zero masses. The solar and atmospheric neutrino experiment results are consistent with one another, but not with the full suite of neutrino data including beamline neutrinos.

WIKIMEDIA COMMONS USER STRAIT

Neutrinos and antineutrinos come in a wide variety of energies, and the odds of having a neutrino interact with you increase with a neutrino’s energy. In other words, the more energy your neutrino has, the more likely it is to interact with you. For the majority of neutrinos produced in the modern Universe, through stars, supernovae, and other natural nuclear reactions, it would take about a light-year worth of lead to stop approximately half of the neutrinos fired upon it.

All of our observations, combined, have enabled us to draw some conclusions about the rest mass of neutrinos and antineutrinos. First off, they cannot be zero. The three types of neutrino almost certainly have different masses from one another, where the heaviest a neutrino is allowed to be is about 1/4,000,000th the mass of an electron, the next-lightest particle. And through two independent sets of measurements — from the large-scale structure of the Universe and the remnant light left over from the Big Bang — we can conclude that approximately one billion neutrinos and antineutrinos were produced in the Big Bang for every proton in the Universe today.

If there were no oscillations due to matter interacting with radiation in the Universe, there would . [+] be no scale-dependent wiggles seen in galaxy clustering. The wiggles themselves, shown with the non-wiggly part subtracted out (bottom), is dependent on the impact of the cosmic neutrinos theorized to be present by the Big Bang. Standard Big Bang cosmology corresponds to β=1. Note that if there is a dark matter/neutrino interaction present, the acoustic scale could be altered.

D. Baumann et al. (2019), Nature Physics

Here’s where the disconnect between theory and experiment lies. In theory, because neutrinos have a non-zero rest mass, it should be possible for them to slow down to non-relativistic speeds. In theory, the neutrinos left over from the Big Bang should have already slowed down to these speeds, where they’ll only be moving at a few hundred km/s today: slow enough that they should have fallen into galaxies and galaxy clusters by now, making up approximately

1% of all the dark matter in the Universe.

But experimentally, we simply don’t have the capabilities to detect these slow-moving neutrinos directly. Their cross-section is literally millions of times too small to have a chance at seeing them, as these tiny energies wouldn’t produce recoils noticeable by our current equipment. Unless we could accelerate a modern neutrino detector to speeds extremely close to the speed of light, these low-energy neutrinos, the only ones that should exist at non-relativistic speeds, will remain undetectable.

A neutrino event, identifiable by the rings of Cherenkov radiation that show up along the . [+] photomultiplier tubes lining the detector walls, showcase the successful methodology of neutrino astronomy. This image shows multiple events, and is part of the suite of experiments paving our way to a greater understanding of neutrinos.

SUPER KAMIOKANDE COLLABORATION

And that’s unfortunate, because detecting these low-energy neutrinos — the ones that move slow compared to the speed of light — would enable us to perform an important test that we’ve never performed before. Imagine that you’ve got a neutrino, and you’re traveling behind it. If you look at this neutrino, you’ll measure it moving straight ahead: forwards, in front of you. If you go to measure the neutrino’s angular momentum, it will behave as though it’s spinning counterclockwise: the same as if you pointed your left hand’s thumb forward and watched your fingers curl around it.

If the neutrino always moved at the speed of light, it would be impossible to move faster than the neutrino. You’d never, no matter how much energy you put into yourself, be able to overtake it. But if the neutrino has a non-zero rest mass, you should be able to boost yourself to move faster than the neutrino is moving. Instead of seeing it move away from you, you’d see it move towards you. And yet, its angular momentum would have to be the same, in the counterclockwise direction, meaning you’d have to use your حق hand to represent it, rather than your left.

If you catch a neutrino or antineutrino moving in a particular direction, you'll find that its . [+] intrinsic angular momentum exhibits either clockwise or counterclockwise spin, corresponding to whether the particle in question is a neutrino or antineutrino. Whether right-handed neutrinos (and left-handed antineutrinos) are real or not is an unanswered question that could unlock many mysteries about the cosmos.

HYPERPHYSICS / R NAVE / GEORGIA STATE UNIVERSITY

This is a fascinating paradox. It seems to indicate that you could transform a matter particle (a neutrino) into an antimatter particle (an antineutrino) simply by changing your motion relative to the neutrino. Alternatively, it’s possible that there really could be right-handed neutrinos and left-handed antineutrinos, and that we’ve just never seen them for some reason. It’s one of the biggest open questions about neutrinos, and the capability to detect low-energy neutrinos — the ones moving slow compared to the speed of light — would answer that question.

But we can’t really do that in practice. The lowest-energy neutrinos we’ve ever detected have so much energy that their speed must be, at minimum, 99.99999999995% the speed of light, which means that they can move no slower than 299,792,457.99985 meters-per-second. Even over cosmic distances, when we’ve observed neutrinos arriving from galaxies other than the Milky Way, we’ve detected absolutely no difference between a neutrino’s speed and the speed of light.

When a nucleus experiences a double neutron decay, two electrons and two neutrinos get emitted . [+] conventionally. If neutrinos obey this see-saw mechanism and are Majorana particles, neutrinoless double beta decay should be possible. Experiments are actively looking for this.

LUDWIG NIEDERMEIER, UNIVERSITAT TUBINGEN / GERDA

Nevertheless, there’s a tantalizing chance we have to resolve this paradox, despite the difficulty inherent to it. It’s possible to have an unstable atomic nucleus that doesn’t just undergo beta decay, but double beta decay: where two neutrons in the nucleus simultaneously both undergo beta decay. We’ve observed this process: where a nucleus changes its atomic number by 2, emits 2 electrons, and energy and momentum are both lost, corresponding to the emission of 2 (anti)neutrinos.

But if you could transform a neutrino into an antineutrino simply by changing your frame-of-reference, that would mean that neutrinos are a special, new type of particle that exists only in theory thus far: a Majorana fermion. It would mean that the antineutrino emitted by one nucleus could, hypothetically, be absorbed (as a neutrino) by the other nucleus, and you’d be able to get a decay where:

  • the atomic number of the nucleus changed by 2,
  • 2 electrons are emitted,
  • but 0 neutrinos or antineutrinos are emitted.

There are currently multiple experiments, including the MAJORANA experiment, looking specifically for this neutrinoless double beta decay. If we observe it, it will fundamentally change our perspective on the elusive neutrino.

The GERDA experiment, a decade ago, placed the strongest constraints on neutrinoless double beta . [+] decay at the time. The MAJORANA experiment, shown here, has the potential to finally detect this rare decay. It will likely take years for their experiment to yield robust results, but any events at all in excess above the expected background would be groundbreaking.

THE MAJORANA NEUTRINOLESS DOUBLE-BETA DECAY EXPERIMENT / UNIVERSITY OF WASHINGTON

But for right now, with current technology, the only neutrinos (and antineutrinos) we can detect via their interactions move at speeds indistinguishable from the speed of light. Neutrinos might have mass, but their mass is so small that of all the ways the Universe has to create them, only the neutrinos made in the Big Bang itself should be moving slow compared to the speed of light today. Those neutrinos might be all around us, as an inevitable part of the galaxy, but we cannot directly detect them.

In theory, however, neutrinos can absolutely travel at any speed at all, so long as it’s slower than the cosmic speed limit: the speed of light in a vacuum. The issue we have is twofold:

  • slow moving neutrinos have very low probabilities of interactions,
  • and those interactions that do occur are so low in energy that we cannot presently detect them.

The only neutrino interactions we see are the ones coming from neutrinos moving indistinguishably close to the speed of light. Until there’s a revolutionary new technology or experimental technique, this will, however unfortunate it is, continue to be the case.


شاهد الفيديو: رحلة الفوتون (أغسطس 2022).