wyklad15-Neutrina-z
advertisement
Neutrina z supernowych Obserwacja neutrin z SN1987A Kolaps grawitacyjny Własności neutrin z kolapsu grawitacyjnego D. Kiełczewska, wykład 15 Naturalne źródła neutrin jeśli w centrum Galaktyki D. Kiełczewska, wykład 15 Supernova 1987A Luty 1984 8 marca, 1987 7 lat później.. zdjęcia z Hubble Space Telescope D. Kiełczewska, wykład 15 SN1987A D. Kiełczewska, wykład 15 SN 1987A Najlepiej zbadana supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana oddalona od Ziemi o 50 kpc, wybuch nastąpił 23.II.1987 r. D. Kiełczewska, wykład 15 Przewidywania teoretyczne zakładają, że w naszej Galaktyce powinniśmy obserwować 2-5 wybuchów supernowej na 100 lat. Odnotowano jak dotąd jedynie 7 wybuchów widocznych gołym okiem. Obserwacja neutrin z SN 1987A Detektor Miejsce Typ detektora Masa detektora (tony) Próg (MeV) Liczba przyp. Czas 1go przyp (UT) Błąd oceny czasu (sek) IMB Kamiokande Ohio,US Japonia water Cerenkov 6800 2140 Baksan LSD Rosja Francja liquid scintillator 200 90 19 7.5 10 5 8 11 5 ??? 7:35:41 0.05 7:35:35 60 D. Kiełczewska, wykład 15 7:36:12 +2 -54 2:52:37 0.002 Detektor IMB D. Kiełczewska, wykład 15 Obserwacja neutrin z SN 1987A IMB wszystkie przypadki KAMIOKANDE po wyrzuceniu mionów atmosf. czas uniwersalny UT neutrina przybyły 3-4 godz wcześniej niż światło D. Kiełczewska, wykład 15 D. Kiełczewska, wykład 15 Obserwacja neutrin z SN 1987A kąt względem kierunku od SN Najbardziej prawdopodobne: e p e n ale rozkład kątowy powinien być izotropowy. Fluktuacje statyst?? D. Kiełczewska, wykład 15 Los ciężkiej gwiazdy D. Kiełczewska, wykład 15 Droga do kolapsu grawitacyjnego Główne reakcje termojądrowe: Reakcja Temperatura zapłonu (miliony K) 4 1H --> 4He 3 4He --> 8Be + 4He --> 12C 12C + 4He --> 16O 2 12C --> 4He + 20Ne 20Ne + 4He --> n + 23Mg 2 16O --> 4He + 28Si 2 16O --> 2 4He + 24Mg 2 28Si --> 56Fe 10 100 600 1500 4000 6000 Gdy masa rdzenia żelazowego przekroczy 1.4 masy Słońca następuje kolaps. D. Kiełczewska, wykład 15 Ciśnienie prom. termicznego równoważy grawitację Detekcja neutrin SN neutrina „prompt” e p e n neutrina termiczne e e Z 0 e e W wodzie i scyntylatorze największy przekrój czynny na reakcję: e p n e Energia pozytronów bliska energii neutrin D. Kiełczewska, wykład 15 Neutrina z SN 1987A- wyniki Z pomiarów otrzymano: Eksperyment: Strumień (x 1010cm-2) Całkowita energia wydzielona (x1053 ergs) IMB 0.79 0.28 2.9 1.0 Kamiokande 1.98 0.60 4.7 1.5 Przewidywana energia wyzwolona w kolapsie grawitacyjnym = energii wiązania gwiazdy neutronowej o promieniu r=15km: 1 1 M EB M 3 1053 ergs ( R r R r r) Czyli neutrina wyniosły (w granicach błędów) całą dostępną energię. Światło wynosi zaledwie 0.01% energii, ale jest to 1016 x energia emitowana przez Słońce w czasie 1 sek. D. Kiełczewska, wykład 15 Czego dowiedzieliśmy się o e z SN1987A? Czas życia 5 105 (m / eV ) s m( e ) 11 eV Masa 19.4 t m 1 1 D 2 2 E1 E2 2 Dla dwóch zdarzeń o energiach E1, E2 (MeV) oraz różnicy czasu przyjścia t (sec), D w kpc Moment magnetyczny ( e ) 0.8 1011 B Ładunek elektryczny Q 1 1017 Qe D. Kiełczewska, wykład 15 Potwierdził się model powstawania gwiazd neutronowych. Przewidywany sygnał z przyszłych SN w Super-Kamiokande: Andromeda M31 Np. dla SN w centrum Galaktyki: 7300 oddz. e p e n 300 oddz. e e 100 oddz. e 16O e X Być może uda się zbadać własności również innych neutrin. Neutrina z SN są juz w drodze D. Kiełczewska, wykład 15 Podsumowanie Neutrina z SN1987A to pierwsza obserwacja cząstek masywnych przybyłych do nas ze źródła pozagalaktycznego Obserwacja ta dała początek nowej dziedzinie: Astroparticle Physics Własności sygnału zgodne z teorią zapaści grawitacyjnej D. Kiełczewska, wykład 15
