Η αινιγματική αστρονομία των νετρίνων

Η αινιγματική αστρονομία των νετρίνων

Γράφει η Δρ. Αθηνά Μελή

Τι είναι το νετρίνο;

Το νετρίνο (ν ) είναι ένα πολύ ελαφρύ σωματίδιο το οποίο δεν έχει φορτίο. Το νετρίνο αλληλεπιδρά πολύ λίγο με την ύλη και συνεπώς είναι πολύ δύσκολο να παρατηρηθεί.
Θεωρητικά η ύπαρξη του προτάθηκε από τον μεγάλο κβαντικό φυσικό Wolfgang Pauli το 1930. Πειραματικά, τα νετρίνα καταγράφηκαν για πρώτη φορά το 1956 από τους Clyde Cowan και Frederick Reines (των οποίων η ανακάλυψη τιμήθηκε 39 χρόνια μετά με το βραβείο Νόμπελ Φυσικής το 1995), σε ένα πείραμα που χρησιμοποιούσε έναν κοντινό πυρηνικό αντιδραστήρα ως πηγή νετρίνων. Μερικά χρόνια μετά, το 1965, ακολούθησε η πρώτη ανίχνευση ατμοσφαιρικών νετρίνων από δύο ομάδες σχεδόν ταυτόχρονα. Τρία χρόνια αργότερα, την άνοιξη του 1968, τα πρώτα ηλιακά νετρίνα ανακαλύφθηκαν με το πείραμα Homestake (εργασία εδώ).

Επιπλέον τις τελευταίες δεκαετίες, ειδικά τεράστια παρατηρητήρια/ανιχνευτές χρησιμοποιούνται ως τηλεσκόπια-νετρίνων. Αυτά πρέπει να βρίσκονται πολύ βαθιά στη γη ή τη θάλασσα προκειμένου οι παρατηρήσεις να μην επηρεάζονται από την εξωτερική κοσμική ακτινοβολία.  Με άλλα λόγια, αυτά τα τηλεσκόπια-νετρίνων χρειάζονται πολύ καλή “μόνωση”  από τους εξωτερικούς κοσμικούς παράγοντες, έτσι ώστε …να είναι κανείς “τυχερός” να ανιχνεύσει και να λάβει ένα ”καθαρό σήμα” από τα αινιγματικά και …ακριβοθώρητα νετρίνα.

Κάθε δευτερόλεπτο πάνω από 65 δισεκατομμύρια νετρίνων περνούν σαν κατακλυσμιαία βροχή, μέσα από κάθε τετραγωνικό εκατοστό του σώματός σας! Εισέρχονται στην γη και φεύγουν από την άλλη της πλευρά, πίσω στο διάστημα χωρίς να έχουν καν …ενοχληθεί ή φρενάρει ή ακόμα και προξενήσει κάποια βλάβη σε εμάς καθώς διαπερνούν το σώμα μας. Οι επιστήμονες γνωρίζουμε ό,τι η πηγή των περισσότερων νετρίνων είναι το πλησιέστερο αστέρι μας, ο ήλιος, αλλά αρκετά από αυτά έχουν ταξιδέψει από πολύ πιο μακρινά σημεία του σύμπαντος, και αυτό είναι και το σημείο που επικεντρώνει την μεγαλύτερη περιέργεια μας…

Σε τι χρησιμεύει η αστρονομία των νετρίνων;

 Οι περισσότερες από τις τρέχουσες γνώσεις μας για το Σύμπαν προέρχονται από την επιστήμη της “οπτικής” Αστρονομίας, την παρατήρηση φωτός, δηλαδή φωτονίων. Τα φωτόνια έχουν πολλά πλεονεκτήματα ως φορείς κοσμικών πληροφοριών: υπάρχουν άπλετα στο χώρο, είναι σταθερά και ηλεκτρικά ουδέτερα, είναι εύκολο να ανιχνευθούν σε ένα ευρύ φάσμα ενέργειας και το φάσμα τους φέρει λεπτομερείς πληροφορίες σχετικά με τις χημικές και φυσικές ιδιότητες μιας αστροφυσικής πηγής από όπου αυτά εκπέμπονται.

Τα μειονεκτήματα των φωτονίων δε είναι ό,τι: οι θερμές και πυκνές περιοχές των αστέρων, ή οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες και άλλες κοσμικές πηγές ενέργειας είναι εντελώς “αδιαφανείς” στα φωτόνια και επομένως δεν μπορούμε να διερευνήσουμε τις ιδιότητες των παραπάνω περιοχών με άμεση παρατήρηση μέσω τηλεσκοπίων.

Για παράδειγμα:
1) τα φωτόνια που παρατηρούμε από τον Ήλιο προέρχονται από τη φωτόσφαιρά του, μακριά δηλαδή από τον πυρήνα του, όπου είναι ένα τεράστιο ‘εργαστήρι’ τήξης υδρογόνου.

2) Τα φωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας αλληλεπιδρούν στο διάστημα με φωτόνια υποβάθρου υπέρυθρης ακτινοβολίας αλλά και με το κοσμικό μικρο-κυματικό υπόβαθρο όπου δημιουργούν δευτερεύοντα σωματίδια ζευγών ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων, μικρότερης ενέργειας.
Αυτό “καταστέλλει” την επιτήρηση του ουρανού σε αποστάσεις μεγαλύτερες από 100 Mega-parsec  (Μεγα-παρσέκ – δείτε εδώ ) .

Επομένως, για να μπορέσουμε να παρατηρήσουμε την “εσωτερική” (δηλαδή τους πυρήνες) και ποιο σημαντική λειτουργία των αστροφυσικών σωμάτων και να αποκτήσουμε μια περιγραφή αυτών και των ιδιοτήτων τους πάνω σε μια ευρύτερη περιοχή ενεργειών, χρειαζόμαστε έναν ”κοσμικό  αγγελιοφόρο” ο οποίος να είναι ηλεκτρικά ουδέτερος, έτσι ώστε
1)
να έχει αλληλεπιδράσει λίγο ή σχεδόν καθόλου με άλλα σωματίδια ή πεδία φωτονίων στην ευρύτερη περιοχή μια αστροφυσικής πηγής και 2) η τροχιά του, στο δρόμου του προς τα εμάς στη γη, να μην επηρεάζεται από τα κοσμικά μαγνητικά πεδία. Για μια τέτοια τόσο χρήσιμη υπηρεσία λοιπόν, ο μόνος υποψήφιος κοσμικός “αγγελιοφόρος” που γνωρίζουμε σήμερα είναι το μικρό και ακριβοθώρητο, ουδέτερο και ελαφρύ σωματίδιο, το νετρίνο!

Από που προέρχονται τα νετρίνα;

Όπως προανέφερα, αρκετές αστροφυσικές πηγές είναι γνωστό ότι εκπέμπουν νετρίνα: η σύντηξη υδρογόνου στον ήλιο μας παράγει ηλεκτρονικά-νετρίνα ως υποπροϊόντα και η ηλιακή αστρονομία των νετρίνων έχει ήδη ιστορία 30 ετών. Από την άλλη, η μετατροπή των πυρήνων του σιδήρου σε νετρόνια όταν σχηματίζεται η “καρδιά” ενός σουπερνόβα παράγει συνακόλουθα μια “έκρηξη νετρίνων” (επαυξημένη από τη θερμική παραγωγή ζευγών νετρίνο-αντινετρίνων). Μια τέτοια έκρηξη παρατηρήθηκε το 1987, από τους ανιχνευτές Kamiokande  και ΙΜΒ στο Supernova 1987Α, και ήταν μια συγκλονιστική χρονιά με την ανακάλυψη και επιβεβαίωση των θεωριών αυτών.

Η επιστήμη της κοσμολογίας από την άλλη, προβλέπει ένα υπόβαθρο (μια σούπα) από νετρίνα χαμηλής ενέργειας στο σύμπαν το οποίο μοιάζει με τα φωτόνια των κοσμικών μικρο-κυμάτων, αλλά το υπόβαθρο αυτό προβλέπεται να έχει μια πολύ μικρή θερμοκρασία (γύρω στο 1,9 Kelvin, δηλαδή περίπου -271 βαθμούς Κελσίου), οπότε  είναι και πολύ δύσκολο να παρατηρηθεί.

Συγκεκριμένα “top” υποψήφιες πηγές είναι:
1) τα δυαδικά άστρα που περιέχουν άστρα νετρονίων ( δες εδώ),
2) μαύρες τρύπες δες σχετικά εδώ.),
3) υπερκαινοφανείς και  νεαρά υπολείμματα υπερκαινοφανών (Supernovae, δες σχετικά εδώ)
4) ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες (Active Galactic Nuclei, δες σχετικά εδώ.) και
5) εκλάμψεις ακτίνων γάμμα (Gamma Ray Busters, δες σχετικά εδώ.). Όλες αυτές οι αστροφυσικές πηγές για τις οποίες έχουν αναπτυχθεί θεωρητικά μοντέλα και σοβαρές προσομοιώσεις, αντιπροσωπεύουν ένα πλούσιο φάσμα σταθερών και παροδικών ακτινοβολιών που καλύπτουν ένα ευρύ φάσμα ενεργειών (φωτονίων διαφόρων φασμάτων ενέργειας, κοσμικών ακτίνων (δείτε σχετικά εδώ) και νετρίνων, τα οποία “κυνηγάμε” χρόνια τώρα ώστε να αποκαλύψουμε τα κρυμμένα μυστικά τους).

Τι κοινό έχουν οι κοσμικές ακτίνες με τα κοσμικά νετρίνα;

Δεν έχουν παρατηρηθεί ακόμα άμεσα οι επακριβείς αστροφυσικές πηγές νετρίνων αλλά η ύπαρξή τους συνδέεται άμεσα από τις ιδιότητες των κοσμικών ακτίνων (δείτε εδώ σχετικά) (cosmic-rays), οι οποίες είναι σωματίδια (θραύσματα πυρήνων που διατρέχουν το σύμπαν με ιλιγγιώδεις ταχύτητες και ενέργειες). Οι περισσότερες κοσμικές ακτίνες είναι πρωτόνια, με κάποια πρόσμιξη βαρύτερων πυρήνων. Ξεκινούν από μικρές ενέργειες και είναι σωματίδια που προέρχονται από την δραστηριότητα του ήλιου μας αλλά υπάρχουν και αυτά τα σωματίδια που έχουν εξαιρετικά υψηλές ενέργειες, με τιμές που υπερβαίνουν τα 10 εις την 20 ηλεκτρονιοβόλτς και προέρχονται από τον Γαλαξία μας αλλά και έξω από αυτόν!  Για να καταλάβετε την ενέργεια αυτή σε πιο ‘χειροπιαστά” πλαίσια: Φανταστείτε, ένα σωματίδιο στο μέγεθος μιας μπάλας τένις να έρχεται κατά πάνω σας με μια ταχύτητα 160 χμ/ώρα και παραπάνω…

Οι κοσμικές ακτίνες με τα νετρίνα συνδέονται ως εξής:

Όποια και αν είναι η πηγή τους, είναι σαφές στους αστροφυσικούς ότι η επιτάχυνση πρωτονίων στο διάστημα, σε πολύ υψηλές ενέργειες είναι σχεδόν σίγουρο ότι θα δημιουργήσει και μια μεγάλη συσχετισμένη ροή δευτερόντων φωτο-παραγόμενων πυρήνων,  οι οποίοι αποσυντίθενται για να παράγουν ακτίνες γάμμα και, το ζητούμενό μας:  νετρίνα! Οπότε όταν παρατηρούνται πρωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας τότε αυτόματα ξέρουμε ότι πρέπει να υπάρχουν και νετρίνα από την ίδια ή κοντά στην αστροφυσική πηγή.

Καταλαβαίνουμε λοιπόν ότι η αστρονομία των νετρίνων προσφέρει τη δυνατότητα παρατήρησης πηγών των πιο ενεργητικών αστροφυσικών φαινομένων στα πέρατα του διαστήματος. Μας παρέχει τα πλαίσια για περαιτέρω μελέτες των κοσμικών ακτίνων, των ιδιοτήτων του ίδιου του νετρίνο (πχ. ταλαντώσεις) και επιπλέον μπορεί να ρίξει φως σε αινιγματικές αλλά συνάμα συναρπαστικές θεωρίες κοσμολογίας όπως αυτή του υπερ-συμμετρικού χώρου και της ύπαρξης της σκοτεινής ύλης στο σύμπαν.

Το μειονέκτημα της αστρονομίας των νετρίνων, είναι οι πολύ αδύναμες αλληλεπιδράσεις των νετρίνων με την ύλη. Αυτό υποδηλώνει ότι 1) απαιτείται ένας εξαιρετικά μεγάλος ανιχνευτής/τηλεσκόπιο νετρίνων και 2) πολύ ύλη ενδιάμεσα για να αλληλεπιδράσει το νετρίνο με αυτή, όσο είναι δυνατόν. Για να γίνει δυνατό κάτι τέτοιο σκεφτήκαμε ο,τι και η ίδια η Γη (το υπέδαφος της, ο πάγος, η θάλασσα) μπορεί να χρησιμοποιηθεί ως …φίλτρο για να επιτύχουμε επιπλέον και μια καλή απόρριψη υποβάθρου και φιλτράρισμα  άλλων σωματιδίων που την κατακλύζουν.

Κάτι τέτοιο γίνεται λοιπόν όταν ένας τεράστιος ανιχνευτής νετρίνων τοποθετηθεί πχ. στο πυθμένα της θάλασσας (δείτε σχετικά εδώ: ANTARES/KM3NeT), βαθιά στον πάγο της ανταρκτικής (σύνδεσμος εδώ: IceCube), ή μέσα στο υπέδαφος (δείτε και εδώ: Super-Kamiokande). Με αυτό το “φιλτράρισμα” μπορεί να παρατηρηθεί μια επαρκής ροή των χρήσιμων αλλά και αινιγματικών αυτών αγγελιοφόρων από τα πέρατα του σύμπαντος.  Το κυνήγι τους συνεχίζεται… γιατί τα αινιγματικά αυτά και συναρπαστικά νετρίνα θα μας βοηθήσουν να κατανοήσουμε και να δώσουμε απαντήσεις σε καίρια ερωτήματα για την ύπαρξη του κόσμου και την λειτουργία των σωμάτων του (αστέρες, μαύρες τρύπες, γαλαξίες, κτλπ).

Πηγές

https://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino_astronomy

https://neutrinos.fnal.gov/whats-a-neutrino/

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%9D%CE%B5%CF%84%CF%81%CE%AF%CE%BD%CE%BF

https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.20.1205

https://el.wikipedia.org/wiki/%CE%A5%CF%80%CE%B5%CF%81%CE%BA%CE%B1%CE%B9%CE%BD%CE%BF%CF%86%CE%B1%CE%BD%CE%AE%CF%82_1987A

https://en.wikipedia.org/wiki/Greisen%E2%80%93Zatsepin%E2%80%93Kuzmin_limit

https://en.wikipedia.org/wiki/ANTARES_(telescope)

https://icecube.wisc.edu/

http://www.inr.troitsk.ru/eng/ebgnt.html

https://www.km3net.org/

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index-e.html

Αθηνά Μελή

Διδάκτωρ Αστροφυσικής, ερευνήτρια, λέκτορας, επιστημονική συντάκτρια, ποιήτρια.
Αθηνά Μελή

Άσε το σχόλιο σου

avatar
  Παρακολούθησε τις απαντήσεις  
Ενημέρωσε με για