אסטרונומיית נייטרינו

אסטרונומית נייטרינו (Neutrino astronomy) היא תחום באסטרונומיה אשר מאפשר חקר של גרמי שמיים בעזרת גלאי נייטרינו, 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 נייטרינו מספקים הזדמנות ייחודית לחקר תהליכים שלא ניתן לחקור בעזרת טלסקופ אופטי.

תחום זה עדיין בתחילת דרכו - מקורות מאומתים של חלקיקי נייטרינו עד כה הם השמש וסופרנובה 1987A.

היסטוריה 
חלקיקי נייטרינו 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 נייטרינו מהחלל, בניסוי קמיוקה נ.ד.נ (ניסוי דעיכת נוקליאונים;KamiokaNDE - Kamioka Nucleon Decay Experiment), שבו נצפו 11 אירועי נייטרינו. ניסוי זה פתח בעידן חדש של אסטרונומית נייטרינו.

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

שיטות גילוי ומחקר 

גלאי הנייטרינו אמורים להצליח לקלוט סופרנובה אחת בכל שנה בתחום 50 הגלקסיות הסמוכות לגלקסיית שביל החלב. מצופה מגלאים אלו לקלוט התפרצויות קרני גמא מתוך מאות המתרחשות מדי שנה, וכן עצמים שמימיים 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 הנייטרינו מופיעים בשלוש גרסאות, המכונות טעמים: נייטרינו אלקטרוני (Electron neutrino), נייטרינו מיואוני (Muon neutrino) ונייטרינו טאואוני (Tau neutrino).

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

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

מבחינת האסטרונומים, טעם של חלקיקי נייטרינו דומה לקיטוב של אור; תכונה שיכולה לקודד מידע. ממש כפי שמקור שמימי יכול לפלוט אור בקיטוב נתון, כך הוא יוצר חלקיקי נייטרינו 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 הנייטרינו במסעם.

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

בניסוי זה איתרו את חלקיקי הנייטרינו בעלי האנרגיה הגבוהה ביותר שנצפתה עד כה: 2.6 PeV.

שטף הנייטרינו, 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 נייטרינו בעלי אנרגיה גבוהה הם טביעות אצבע של האצה הדרונית, ולפיכך מייצגים פוטנציאל לגילוי מקורות חדשים ו/או תובנות חדשות לגבי היווצרות אנרגיה במקורות ידועים.

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

חלקיקי נייטרינו 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.

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

חלקיקי נייטרינו בעלי אנרגיה נמוכה מאפשרים לחקור את היקום בשלביו המוקדמים. בקצה זה של הספקטרום, חוקרים מקווים לגלות שרידי נייטרינו 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 הנייטרינו נמוכה יותר, כך קשה יותר לאתר אותו. לכן בינתיים, קרינת רקע קוסמית של ניוטרינים נשאר מחוץ להישג יד.

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

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

קישורים חיצוניים 

 אתר מצפה הנייטרינו בסנדבורי
 אסטרונומית ניטרינו (מתוך מחלקת הפיזיקה באוניברסיטת הוואי)

הערות שוליים 

אסטרונומיה
אסטרופיזיקה
פיזיקת חלקיקים
אסטרונומיה בחלקים הבלתי נראים של הספקטרום