1 / 16

Auringon neutriinotuotto

Auringon neutriinotuotto. p-p- I –reaktiossa syntyy 1,8 x 10 38 neutriinoa/s p-p -III –reaktion intensiteetti 10 -4 p-p -I:sta, mutta energiat merkittävästi suuremmat. Neutriinojen ongelma. Neutriinoja havaittiin merkittävästi vähemmän kuin teoria ennusti.

graham
Download Presentation

Auringon neutriinotuotto

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Auringon neutriinotuotto • p-p- I –reaktiossa syntyy 1,8 x 1038 neutriinoa/s • p-p -III –reaktion intensiteetti 10-4 p-p -I:sta, mutta energiat merkittävästi suuremmat

  2. Neutriinojen ongelma • Neutriinoja havaittiin merkittävästi vähemmän kuin teoria ennusti http://xxx.lanl.gov/PS_cache/hep-ph/pdf/0412/0412068v1.pdf http://www.tim-thompson.com/fusion.html • Auringon neutriinokokeiden isä: Homestake • Perustuu neutriinon ja 37Cl-ytimen väliseen reaktioon • http://www.nu.to.infn.it/exp/all/homestake/ • Muita • SuperKamiokande http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index-e.html • SAGE http://ewiserver.npl.washington.edu/SAGE/SAGE.html • SNO http://www.sno.phy.queensu.ca/ • http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Popular/snaccounts.html Bahcall et al., ApJ 621, L85, 2005

  3. Seurausta auringon sisäosan seismisestä aktiivisuudesta Havaittiin ensimmäiseksi absorptioviivojen aallonpituuksien muutoksina: Dopplerin ilmiö Leighton, Noyes & Simon 1960: Eri paikoissa aurinkoa hetkellisesti säännöllisesti vaihtelevia säteilylähteen nopeuksia Jakso  5 min Suurimmat nopeudet  0,5 km/s Paikallinen kesto n. 30 min Pinnan liikkeiden synnyttäjänä ääniaallot Auringon värähtely 3

  4. Auringon värähtely • Aurinko värähtelee miljoonilla taajuuksilla • Jotkut taajuudet resonoivat synnyttäen pitkäkestoisen globaalin värähtelyn Auringon värähtely 42000-kertaisesti nopeutettuna 4

  5. L  = 2/3 L Seisova aalto eli moodi • Kaasun paine häiriön synnyttämän pitkittäisaallon palautusvoimana • Ääniaalto heijastuu rajapinnasta • Resonanssiontelo • Seisova aalto eli moodi • Resonanssiehto  = n 2L n = 1/1, 1/2, 1/3, 1/4, 1/5,... • n = 1: perusmoodi • Muut yliääniä eli harmonisia moninkertoja 5

  6. Ääniaalto etenee auringon sisällä pitkin kaarevaa rataa Äänen nopeus kasvaa lämpötilan kasvaessa Aaltorintaman syvemmällä oleva osa etenee nopeammin  taittuu Heijastuu auringon pinnasta  akustinen ontelo, jonka rajoina kaaren alapiste ja auringon pinta Rajapintojen välille lukkiutuvat aaltomoodit: p-moodit Aaltorintaman kohdatessa auringon pinnan syntyy värähtelyä, joka voidaan havaita Dopplerin siirtymänä Ääniaallon fysikaaliset parametrit: horisontaalinen aallonpituus h ja jakso n Jokaista horisontaalista aallonpittuutta vastaa perus-moodi (kertaluku = 1) ja sen yliäänet (kertaluvut  2) Äänen eteneminen auringossa 6

  7. Äänen tehospektri • Moodien havainnollistaminen kaksiulotteisella tehospekrillä: hvs. n tai värähtelyn aste l vs. jakson pituus (aste = auringon ympärysmitta jaettuna h:lla) • Dopplerin nopeudet auringon pinnalla paikan ja ajan funktiona • Vain aallot, joilla tietty l-n-kombinaatio loukkuuntuvat • Auringon ominaismoodit • Tehoa vain tietyillä taajuuksilla • Satunnaiset superpositiot vahvistavat värähtelyn amplitudeja • Voidaan laskea auringon standarimalliin perustuen ja verrata havaintoihin Jakso 5 min  3,3 mHz SOHO/MDI kahden kuukauden mittaus

  8. Auringon akustinen spektri - diagrammi -m- diagrammi m- diagrammi

  9. Paikka Aika Globaalit värähtelymoodit • Pallon ominaisvärähtelyä kuvataan palloharmonisilla funktioilla • Värähtelymoodit identifioidaan kolmella parametrilla • n = säteittäisten solmujen lukumäärä • l = Auringon pinnalla olevien solmujen määrä • m = napojen kautta kulkevien solmujen määrä

  10. Amplitudin alm Fourier-muunnos antaa tehospektrin • Tietyllä l-arvolla tehoa vain tietyillä taajuuksilla • Vastaavat eri n-arvoja • 107 moodia Auringon pinnalla kullakin ajanhetkellä • Tyypillinen amplitudi yhdellä moodilla: < 20 cm/s • Kaikkien moodien kokonaisnopeus: 100-500 m/s • Instrumenttien erotuskyky: < 1 cm/s n = 5 4 3 2 1 http://www.hao.ucar.edu/summerschool/program.html

  11. Alhaisen asteen moodien elinajat pitkät • Vain sellaiset moodit, joiden lh:n kokonaisluku moninkerta vastaa auringon ympärysmittaa, säilyvät: • Interferenessi • Globaalit värähtelymoodit • Solmukohdat aurigon kiertävällä ympyrällä, joiden lukumäärä vastaa moodin astetta • Mitä alhaisempi moodin aste, sitä suurempi yhtenäinen alue auringosta värähtelee samassa vaiheessa • Globaalit värähtelyt voidaan havaita mittaamalla absorptioviivojen Dopplerin siirtymät koko auringon pinnan alueelta • Yksittäiset värähtelymoodit vastaavat hyvin pieniä nopeuden muutosten amplitudeja • Hyvä taajuusresoluutio edellyttää pitkiä mittausaikoja • Aikasarjojen katkot aiheuttavat sivupiikkejä spektriin • Korkein havaittava taajuus määrää havaintojen aikaresoluution • Taajuushavaintoihin sisältyy tärkein informaatio Auringon sisäisestä rakenteesta l = 2 l = 0

  12. Auringon magneettikenttä • Keskeinen osa auringon aktiivisuudessa • Auringon pilkut pareittain tai ryhmissä • Dynamomekansimi • Konvektiokerroksen kuuman kaasun virtaus • Plasmaan ”jäätynyt” magneettikenttä liikkuu konvektio-virtauksen mukana • Jaksollinen vaihtelu 13

  13. Babcokin auringonpilkkumalli • Fotosfäärin alla napakenttä (poloidinen) • Differentiaalinen pyöriminen muuttaa kentän toroidikentäksi • Kolmen vuoden kuluessa kiertyneenä viidesti auringon ympäri (spiraali) • Turbulenssin ansiosta syntyy kiertyneitä vuoputkia, jotka osittain nousevat auringon pinnalle • Syntyy kaksinapaisia magneettisia rakenteita • Ajan kuluessa vaeltavat kohti ekvaattoria (perhoskuvio) • Vastakkaissuuntaiset kentät neutraloituvat lähellä ekvaattoria • Syntyy alkuperäiselle napakentälle vastakkaissuuntainne napakenttä

  14. Parkerin malliin perustuva kentän muodon muutos • Napakenttä muodostuu toroidikentästä konvektiovyöhykkeen liikkeistä • Nousevat ja laskevat konvektiovirtaukset • Nouseva virtaus kuljettaa kenttää ylös, joka Coriolis-voiman vaikutuksesta kiertyy • Laskeutuessa kiertyminen vastakkaiseen suuntaan • Netto kiertymä muuttaa osan toroidikentästä poloidiseksi • Superpositiona globaali napakenttä

More Related