Neutrina z supernowych v Obserwacja neutrin z SN

Neutrina z supernowych v Obserwacja neutrin z SN 1987 A v Kolaps grawitacyjny v Własności neutrin z kolapsu grawitacyjnego D. Kiełczewska, wykład 15

Naturalne źródła neutrin jeśli w centrum Galaktyki D. Kiełczewska, wykład 15

Supernova 1987 A Luty 1984 8 marca, 1987 7 lat później. . zdjęcia z Hubble Space Telescope D. Kiełczewska, wykład 15

SN 1987 A D. Kiełczewska, wykład 15

SN 1987 A Najlepiej zbadana supernowa 1987 A 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 1987 A Detektor Miejsce Typ detektora Masa detektora (tony) Próg (Me. V) Liczba przyp. Czas 1 go 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 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 1987 A 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 1987 A kąt względem kierunku od SN Najbardziej prawdopodobne: 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 1 H --> 4 He 3 4 He --> 8 Be + 4 He --> 12 C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si 2 16 O --> 2 4 He + 24 Mg 2 28 Si --> 56 Fe 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” neutrina termiczne W wodzie i scyntylatorze największy przekrój czynny na reakcję: Energia pozytronów bliska energii neutrin D. Kiełczewska, wykład 15

Neutrina z SN 1987 A- wyniki Z pomiarów otrzymano: Eksperyment: Strumień (x 1010 cm-2) Całkowita energia wydzielona (x 1053 ergs) IMB Kamiokande Przewidywana energia wyzwolona w kolapsie grawitacyjnym = energii wiązania gwiazdy neutronowej o promieniu r=15 km: 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 z SN 1987 A? Czas życia Masa Dla dwóch zdarzeń o energiach E 1, E 2 (Me. V) oraz różnicy czasu przyjścia dt (sec), D w kpc Moment magnetyczny Ładunek elektryczny D. Kiełczewska, wykład 15 Potwierdził się model powstawania gwiazd neutronowych.

Przewidywany sygnał z przyszłych SN w Super-Kamiokande: Andromeda M 31 Np. dla SN w centrum Galaktyki: Być może uda się zbadać własności również innych neutrin. Neutrina z SN są juz w drodze D. Kiełczewska, wykład 15

Podsumowanie Ø Neutrina z SN 1987 A to pierwsza obserwacja cząstek masywnych przybyłych do nas ze źródła pozagalaktycznego Ø Obserwacja ta dała początek nowej dziedzinie: Astroparticle Physics Ø Własności sygnału zgodne z teorią zapaści grawitacyjnej D. Kiełczewska, wykład 15