Detekcja neutrin z pre

1/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
D ETEKCJA NEUTRIN Z PRE - SUPERNOWEJ
Eta Carina 2.7 kpc
γ 2 Velorum 285 pc
Betelgeuse 185 pc
A. Odrzywołek, M.Misiaszek, M. Kutschera
Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos
from neutrino-cooled pre-supernova star,
Astrop. Phys. 21 (2004) 303, Acta Phys.Polon. B35 (2004) 1981
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
2/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
Weaver, Zimmermann and Woosley 1978
JASNO Ś Ć NEUTRINOWA MASYWNYCH GWIAZD
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
3/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A.
• Spalanie C, Ne, O i Si określamy jako faz˛e chłodzona˛ neutrinowo, a sama˛
gwiazd˛e jako pre-supernowa (vR(Fe) < −10 000 km/s).
• Zamrożenie stanu gwiazdy z punktu widzenia obserwacji optycznych:
τK−H ∼ 10 000 lat dla powłoki wodorowej R ∼ 10 . . . 100 mln km.
• Gwałtowne przyspieszenie ewolucji w obszarze centralnym R ∼ 10 000 km.
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
4/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
G WIAZDA PRE - SUPERNOWA A S ŁO ŃCE
Słońce – doskonale zbadane teoretycznie i obserwacyjnie
(EM, neutrino, heliosejsmologia).
Gwiazda pre-supernowa – czysta teoria (modele). Najwi˛ekszy sukces obserwacyjny: identyfikacja progenitora SN 1987A i towarzysza SN 1993J. (Nature
427 (2004) 129-131)
Słońce
Czas życia
1010 lat
Jasność
L
Jasność ν
0.02 L
Typowa energia ν 0.3 MeV
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
Pre-supernowa
20 M
300 lat
105L
1012 L
0.7-2 MeV
poniedziałek, 2005.05.09
5/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
P ROCESY FAZY CHŁODZONEJ NEUTRINOWO
Produkcja neutrin
w procesach
termicznych :
• anihilacja par
• rozpad plazmonu
• fotoemisja neutrin
• bremmstrahlung
• rekombinacja
Itoh et.al, ApJSS, 102 (1996) p. 411
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
6/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
Spalanie C: log(Tc) = 8.9, Ne: log(Tc) = 9.2, O: log(Tc) = 9.3,
Si: log(Tc) = 9.6. µe – średnia waga molekularna: 1/µe = Ye.
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
7/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
B ILANS ENERGII
• Emisja neutrin
równoważy
energi˛e
produkowana˛ przez
reakcje jadrowe.
˛
•
Tempo
reakcji
jadrowych
˛
rośnie z Tc
szybciej niż emisja
neutrin
Woosley, Heger, Weaver, RMP 74 (2002) p. 1015
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
8/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA
Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji
e+ + e− → νx + ν̄x
1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jadrowych
˛
2. Neutrina nie sa˛ w stanie odprowadzić energii
3. Nast˛epuje ekspansja gazu
4. Płonacy babel
˛ gazu unosi si˛e w region o mniejszej g˛estości
5. Reakcje jadrowe
˛
ustaja˛
6. Energia zostaje wypromieniowana w postaci neutrin
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
9/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
P ROSTY MODEL EMISJI NEUTRIN Z MASYWNEJ GWIAZDY
1. Materia gwiazdy opisana wartościami temperatury Tc i g˛estości
ρc w centrum
2. Potencjał chemiczny µe elektronów i pozytonów jest wyliczony
z Tc i ρc przy założeniu Ye = 0.5
√
Z∞
(E + me) E 2 + 2meE
ρc Y e
8π
3
6
= 3 3 10 qe
dE
E−µe
mp
hc
exp k Tc + 1
0
B
3. Rozkłady energii (p˛edów) elektronów i pozytonów dane przez
rozkład Fermiego-Diraca w temperaturze Tc z potencjałem
chemicznym: µe− = µe, µe+ = −µe − 2mec2 .
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
10/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
A NIHILACJA NA NEUTRINA
D. Dicus, Phys. Rev. D, 6 (1972) p. 941
i g2
0
0
α
¯
¯
u
(q)γ
(1
−
γ
)v
(q
)
×
v
(p
)γα(CV − CAγ5)ue(p)
M=
ν
5 ν
e
2
8mW
|M |2 ∝ (CA − CV )2(pe− · qνx )(pe+ · qν̄x ) + (CA + CV )2(pe+ · qνx )(pe− · qν̄x ) +
me2(CV 2 − CA2)qνx · qν̄x =
(CA2 + CV 2) [(pe− · qνx )(pe+ · qν̄x ) + (pe+ · qνx )(pe− · qν̄x )]
−2 CV CA [(pe− · qνx )(pe+ · qν̄x ) − (pe+ · qνx )(pe− · qν̄x )]
+me2(CV 2 − CA2)qνx · qν̄x
1
1
CV = ± 2 sin2θW = 0.5 ± 0.4448,
CA = ,
2
2
p i q sa˛ czterop˛edami, me – masa elektronu, θW kat
˛ Weinberga sin2θW = 0.2224.
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
11/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
S YMULACJA WIDMA NEUTRIN
Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307
1. Losujemy czterop˛edy pµe+ i pµe− zgodnie z rozkładem F-D
2. Przechodzimy do układu środka masy
3. W układzie CM wybieramy losowo kierunek neutrina
4. Powracamy do układu wyjściowego
5. Binujemy energi˛e neutrina z waga˛ |M |2
Wzgl˛edny strumień np. νµ/νe jest szacowany poprzez relatywna ilosc zdarzeń w
dwóch przebiegach symulacji z |M |2 odpowiednio dla νµ i νe.
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
12/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
W IDMO NEUTRIN Z ANIHILACJI
Widmo i średnia
energia ν̄e
Ēν̄e hEν̄e i Eν̄max
e
C
Ne
O
Si
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
[MeV]
[MeV]
[MeV]
0.71
0.97
1.11
1.80
0.74
1.08
1.25
2.10
0.6
0.8
0.9
1.5
poniedziałek, 2005.05.09
13/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
W IDMO νe, ν̄e, νµ, ν̄µ
Ēν
[MeV]
ν̄e
ν̄µ,τ
νµ,τ
νe
1.80
1.87
1.89
1.89
C: νµ,τ /νe = 1 : 11.4, 42.5% νe, Ne: νµ,τ /νe = 1 : 7.8, 39.8% νe,
O: νµ,τ /νe = 1 : 6.9 , 38.9% νe, Si: νµ,τ /νe = 1 : 5.4 , 36.3% νe.
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
14/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
S TRUMIE Ń NEUTRIN Z 1 KPC
• Neutrina z anihilacji par
w gwieździe pre-supernowej
można potraktować na
zasadzie luźnej analogii jako
odpowiednik słonecznych
neutrin pp.
• Należy si˛e spodziewać,
że widmo (neutrinowe)
gwiazdy pre-supernowej jest
w istocie bogatsze.
• Znaczna˛ cz˛eść strumienia
stanowia˛ ν̄e.
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
15/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
S ZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE - SUPERNOWEJ
Co potrzebujemy?
• Możliwość detekcji νe lub ν̄e w zakresie 0.5-6 MeV.
• Musi być zarejestrowane N»1 przypadkow/dzień.
• Eksperyment dzialajacy
˛ nieprzerwanie latami.
P ROPOZYCJA : ZMODYFIKOWAĆ S UPER -K AMIOKANDE
Detekcja antyneutrin poprzez reakcj˛e: ν̄e + p → n + e+
Przekrój czynny (ważony widmem):
Z∞
σ̄Si =
(?)
σ(E)λSi(E) dE = 0.7 · 10−43 cm2
Emin
Emin = 1.8 MeV. Reakcja (?) zachodzi w SK 41/dzień przy D=1kpc
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
16/20
M. Misiaszek
D ETEKCJA NEUTRONÓW W SK
Po rozpuszczeniu w H2O efektywnego absorbera neutronów w
postaci soli np. NaCl, GdCl3 zachodzi reakcja:
n + Gd(Cl) → Gd∗(Cl∗) → Gd(Cl) + γi
Etot =
X
Eγi ' 8 MeV
i
Gammy rozpraszaja˛ elektrony ⇒
Elektrony emituja˛ promieniowanie Czerenkowa ⇒
Świecenie rejestrowane przez fotopowielacze
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
17/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
D ETEKCJA POZYTONÓW W SK
Pozytony moga˛ zostać wykryte poprzez promieniowanie
Czerenkowa, gdy Ee+ > Emin, Ee+ = Eν̄e −∆, ∆ = mn −mp
Eν̄e Emin Event rate
−1
[MeV] [MeV] (dzień)
1.8 0.5
41
3.0 1.7
22
4.0 2.7
6.5
↑
5.0 3.7
1.2
SK
6.0 4.7
0.2
↓
7.0 5.7
0.0
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
Czy jest możliwe obniżenie progu na detekcj˛e pozytonów przy wykorzystaniu
koincydencji e+ ↔ n ?
poniedziałek, 2005.05.09
18/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
C Z ESTO
˛
Ś Ć WYST EPOWANIA
˛
Definicja (dogmat):
masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaja˛ jako
„implozyjne” (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P.
Cz˛estośc wyst˛epowania supernowych w Galaktyce:
•Zapisy historyczne: 1 na ∼175 lat (do 5 kpc)
•Obserwacje pozagalaktyczne: 1 na 40 – 200 lat
•Symulowana ewolucja Galaktyki: 1 na 10 lat
Górny limit najbardziej prawdopodobny ze wzgl˛edu na zdarzenia zasłoni˛ete
obłokami gazu i pyłu mi˛edzygwiezdnego.
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
19/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
Bahcall & Soneira, ApJ 238 (1980) L17.
M ODEL G ALAKTYKI
|Z|
Model dysku: ρN (R, Z) ∝ exp − (R−8)
exp
−
3.5
0.1 , [kpc]
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
poniedziałek, 2005.05.09
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
20/20
M. Misiaszek
S ZANSE POWODZENIA
n+Cl(Gd)
n & e+
(ν̄ )
(ν̄ )
Ethe = 1.8 MeV Ethe = 1.8 MeV + 2.5 MeV
Metoda
detekcji
Minimalna ilość
zdarzeń [dzień−1]
Zasi˛eg Super-K
Zasi˛eg Hyper-K
Gwiazda
Betelgeuse
γ 2 Velorum
Eta Carina
100
640 pc / 0.2%
2.5 kpc / 2.7%
Spalanie Ne
(4 miesiace)
˛
185
2/dzień
285
1/dzień
2700 0.01/dzień
D [pc]
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
1
2 kpc/ 1.7%
8 kpc / 35%
Spalanie O
(6 miesiecy)
47/dzień
20/dzień
0.2/dzień
Spalanie Si
(2 dni)
20000/dzień
8400/dzień
100/dzień
poniedziałek, 2005.05.09
21/20
Detekcja neutrin z pre-supernowej.
M. Misiaszek
Langanke et. al. Phys.Rev. C64 (2001) 055801
A MO ŻE INNE NEUTRINA ?
Seminarium Neutrinowe IFT UWr.
Widmo
νe
z wychwytu
elektronu
przy spalaniu
Si w shell-u
poniedziałek, 2005.05.09