docjak sama nazwa pre-supernowa wskazuje
download 
Reklamacja Transkrypt
jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje
1/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek N EUTRINA Z GWIAZDY PRESUPERNOWEJ Eta Carina 2.7 kpc WR 104 1.5 kpc Betelgeuse 185 pc A. Odrzywoªek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from neutrino-cooled pre-supernova star, Astroparticle Physics 21 303-313 (2004) http://arxiv.org/abs/astro-ph/0405006 (Epiphany 2004) Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 2/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek Weaver, Zimmermann and Woosley 1978 JASNO Ś Ć NEUTRINOWA MASYWNYCH GWIAZD Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 3/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A. A. Odrzywoªek 3/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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) < −1000 km/s). 3/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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) < −1000 km/s). • Zamrożenie stanu gwiazdy z punktu widzenia obserwacji optycznych: τK−H ∼ 10 000 lat dla powłoki wodorowej R ∼ 10 . . . 100 mln km. 3/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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) < −1000 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 ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 4/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek G WIAZDA PRE - SUPERNOWA A S ŁO ŃCE Słońce – doskonale zbadane teoretycznie i obserwacyjnie (EM, neutrino, heliosejsmologia). Gwiazda pre-supernowa – czysta teoria (modele). Najwi¦kszy 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 ZTCz Pre-supernowa 20 M 300 lat 105L 1012 L 0.7-2 MeV poniedziaªek, 2004.05.24 5/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 6/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 7/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek B ILANS ENERGII • Emisja neutrin równowa»y energi¦ produkowan¡ przez reakcje j¡drowe. • Tempo reakcji j¡drowych ro±nie z Tc szybciej ni» emisja neutrin Woosley, Heger, Weaver, RMP 74 (2002) p. 1015 Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e+ + e− → νx + ν̄x A. Odrzywoªek 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e+ + e− → νx + ν̄x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jadrowych ˛ 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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˛ 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 9/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek P ROSTY MODEL EMISJI NEUTRIN Z MASYWNEJ GWIAZDY 1. Materia gwiazdy opisana wartościami temperatury Tc i g˛estości ρc w centrum 9/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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∞ 3 (E + me) E 2 + 2meE ρc Y e 8π 6 = 3 3 10 qe dE E−µ mp hc e exp +1 k T 0 c B 9/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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∞ 3 (E + me) E 2 + 2meE ρc Y e 8π 6 = 3 3 10 qe dE E−µ mp hc e exp +1 k T 0 c 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 ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 10/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek A NIHILACJA NA NEUTRINA D. Dicus, Phys. Rev. D, 6 (1972) p. 941 i g2 0 0 α M= u¯ν (q)γ (1 − γ5)vν (q ) × v¯e(p )γα(CV − CAγ5)ue(p) 8mW 2 |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 ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej S YMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 A. Odrzywoªek 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek S YMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 1. Losujemy czterop˛edy pµe+ i pµe− zgodnie z rozkładem F-D 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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¦dny strumie« np. νµ/νe jest szacowany poprzez relatywna ilosc zdarze« w dwóch przebiegach symulacji z |M |2 odpowiednio dla νµ i νe. Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 12/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek W IDMO NEUTRIN Z ANIHILACJI Widmo i ±rednia energia ν̄e Ēν̄e hEν̄e i Eν̄max e C Ne O Si Seminarium ZTCz [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 poniedziaªek, 2004.05.24 13/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 14/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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. • Znaczn¡ cz¦±¢ strumienia stanowi¡ ν̄e. Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 15/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek S ZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE - SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? 15/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek S ZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE - SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? • Mo»liwo±¢ detekcji νe lub ν̄e w zakresie 0.5-6 MeV. 15/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek S ZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE - SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? • Mo»liwo±¢ detekcji νe lub ν̄e w zakresie 0.5-6 MeV. • Musi by¢ zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«. 15/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek S ZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE - SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? • Mo»liwo±¢ detekcji νe lub ν̄e w zakresie 0.5-6 MeV. • Musi by¢ zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«. • Eksperyment dzialaj¡cy nieprzerwanie latami. 15/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek S ZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE - SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? • Mo»liwo±¢ detekcji νe lub ν̄e w zakresie 0.5-6 MeV. • Musi by¢ zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«. • Eksperyment dzialaj¡cy 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/dzie« przy D=1kpc Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 16/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 i Eγi ' 8 MeV 16/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 rozpraszaj¡ elektrony ⇒ 16/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 rozpraszaj¡ elektrony ⇒ Elektrony emituj¡ promieniowanie Czerenkowa ⇒ 16/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 rozpraszaj¡ elektrony ⇒ Elektrony emituj¡ promieniowanie Czerenkowa ⇒ ‘wiecenie rejestrowane przez fotopowielacze Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 17/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek D ETEKCJA POZYTONÓW W SK Pozytony mog¡ zosta¢ 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 17/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek D ETEKCJA POZYTONÓW W SK Pozytony mog¡ zosta¢ 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 ZTCz Czy jest mo»liwe obni»enie progu na detekcj¦ pozytonów przy wykorzystaniu koincydencji e+ ↔ n ? poniedziaªek, 2004.05.24 18/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek C Z ESTO ˛ Ś Ć WYST EPOWANIA ˛ Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj¡ jako ,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P 18/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek C Z ESTO ˛ Ś Ć WYST EPOWANIA ˛ Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj¡ jako ,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz¦sto±c wyst¦powania supernowych w Galaktyce: 18/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek C Z ESTO ˛ Ś Ć WYST EPOWANIA ˛ Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj¡ jako ,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz¦sto±c wyst¦powania supernowych w Galaktyce: •Zapisy historyczne: 1 na ∼175 lat (do 5 kpc) 18/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek C Z ESTO ˛ Ś Ć WYST EPOWANIA ˛ Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj¡ jako ,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz¦sto±c wyst¦powania supernowych w Galaktyce: •Zapisy historyczne: 1 na ∼175 lat (do 5 kpc) •Obserwacje pozagalaktyczne: 1 na 40 – 200 lat 18/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek C Z ESTO ˛ Ś Ć WYST EPOWANIA ˛ Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj¡ jako ,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz¦sto±c wyst¦powania 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 18/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek C Z ESTO ˛ Ś Ć WYST EPOWANIA ˛ Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj¡ jako ,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz¦sto±c wyst¦powania 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¦du na zdarzenia zasªoni¦te obªokami gazu i pyªu mi¦dzygwiezdnego. Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24 19/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek Bahcall & Soneira, ApJ 238 (1980) L17. M ODEL G ALAKTYKI Model dysku: ρN (R, Z) ∝ exp Seminarium ZTCz − (R−8) 3.5 exp |Z| − 0.1 , [kpc] poniedziaªek, 2004.05.24 20/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek S ZANSE POWODZENIA Metoda detekcji Minimalna ilość zdarzeń [dzień−1] Zasi˛eg Super-K Zasi˛eg Hyper-K n+Cl(Gd) n & e+ (ν̄ ) (ν̄ ) Ethe = 1.8 MeV Ethe = 1.8 MeV + 2.5 MeV 100 640 pc / 0.2% 2.5 kpc / 2.7% 1 2 kpc/ 1.7% 8 kpc / 35% 20/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 Seminarium ZTCz 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] 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 poniedziaªek, 2004.05.24 21/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek Langanke et. al. Phys.Rev. C64 (2001) 055801 A MO ŻE INNE NEUTRINA ? Seminarium ZTCz Widmo νe z wychwytu elektronu przy spalaniu Si w shell-u poniedziaªek, 2004.05.24 22/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek • Neutrinos&Arms Control Workshop 5-7 Feb 2004, University of Hawaii, Manoa. http://www.phys.hawaii.edu/˜kamland/nacw/post/MarkVagins/snwarning.pdf • The 5th Workshop on “Neutrino Oscillations and their Origin” (NOON2004), Tokyo, Japan. http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/noon2004/trape/42-vagins.pdf • Long-Baseline Neutrino Oscillation Newsletters, 04.2004 http://www.hep.anl.gov/ndk/longbnews/ Seminarium ZTCz poniedziaªek, 2004.05.24
