Barbara Bekman 30.05.2003 Warszawa Neutrina z Supernowej Barbara Bekman 30.05.2003 Warszawa

Szkic seminarium Ostatni etap życia gwiazd Rodzaje supernowych Mechanizm wybuchu Supernowej W jaki sposób produkowane są neutrina Propagacja neutrin od momentu powstania do detekcji Opis neutrin za pomocą pakietów falowych Detekcja - wybór detektorów, dlaczego? Strumienie neutrin Regeneracja w Ziemi Wyniki

Mgławica międzyplanetarna Ewolucja Gwiazd Duży, gęsty i chłodny (do miliona mas słońca, temp.~10 K) obłok Mgławica międzyplanetarna Protogwiazda Gwiazda Czerwony Olbrzym Czarny Karzeł Biały Karzeł Czerwony Nadolbrzym SN Gwiazda Neutronowa Czarna Dziura M ~ M ~ 8M M >> Pojawia się samograwitujące zagęszczenie 10-100 mas słońca Energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, kokon gazowo-pyłowy Wiatr gwiazdowy wyrzuca cześć masy Rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel, ustala się równowaga hydrostatyczna. Brakuje źródła energii, ciśnienie promieniowania maleje. Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie, zapalając wodór w otoczce. Wzrost wydzielania energii powoduje rozdęcie zewnętrznych warstw. Powiększenie powierzchni przy stałym tempie prod. Energii prowadzi do spadku mocy i temperatury otoczki W kurczącym się jądrze rośnie temperatura tworząc warunki do rozpoczęcia syntezy cięższych pierwiastków.

Klasyfikacja supernowych Schemat fenomenologiczny bazujący na obserwacji linii spektralnych i świetlnych Typ II supernowych odpowiada masywnym gwiazdom . 99%energii wiązania jest wyemitowana w postaci neutrin. Czas „świecenia ” (ok.. 100 dni) dłuższy niż dla SN I SN II - wyłącznie ramiona galaktyk spiralnych Typ I supernowych - układ podwójny (jedna z gwiazd - biały karzeł), brak linii wodoru w widmie SN I. SN I - wszystkie typy galaktyk, głównie eliptyczne. SN Ia - silna absorpcja w pobliżu 6150A, co świadczy o obecności krzemu. SN Ib - brak linii krzemu, silna linia helu SN Ic - brak linii krzemu i helu Typ I supernowych rozpoczyna ewolucję od układu podwójnego, gdzie jedną z gwiazd jest biały karzeł złożony głównie z węgla i tlenu. Rozpoczyna się narastanie materii z towarzyszącej gwiazdy. Wodór zostaje szybko „zużyty” na produkcję helu jeszcze przed wybuchem. Stąd brak linii wodoru w widmie SN I. W przeciwieństwie do SN II temperatury osiągane podczas reakcji jądrowych są za niskie do produkcji neutrin. Gwiazdy które kończą wybuchem SN I nie są masywne. Dodatkowa masa dostarczana białemu karłowi powoduje niestabilność prowadzącą do wybuchu. SN I - wszystkie typy galaktyk, głównie eliptyczne. Typ II supernowych odpowiada masywnym gwiazdom . 99%energii wiązania jest wyemitowana w postaci neutrin. Czas „świecenia ” (ok.. 100 dni) dłuższy niż dla SN I SN II - wyłącznie na ramionach galaktyk spiralnych Oznaczenia II-P i II-L w literaturze spotkać można jako IIa i IIb – kwestia przyjętej konwencji

Mechanizm wybuchu Supernowej IIa Spalanie wodoru (nadwyżka masy z reakcji jest uwalniana w postaci ciepła) Reakcja ta trwa do momentu, aż wodór z jądra zostanie “zużyty”. Wtedy jądro gwiazdy zaczyna się kurczyć. Zaczyna się wtedy fuzja jąder wodoru w otaczających powłokach. W międzyczasie jądro gwiazdy staje się na tyle gorące by rozpocząć inne reakcje fuzji (He -> C -> Ne -> O -> ... -> Si ). Każda z tych reakcji uwalnia energię. Ostatni cykl spontanicznej fuzji łączy krzemy w izotopy żelaza. Gwiazda ma w tym stanie strukturę cebuli. Na granicy powłoki Si i Fe zachodzi wciąż fuzja, co dostarcza masy do jądra. Jądro staje się bezwładną sferą pod ogromnym ciśnieniem. Temperatura jądra <0.7 MeV Jądro podtrzymywane jest przez ciśnienie silnie zdegenerowanego gazu Fermiego Ef = 8MeV Degeneracja elektronów nie jest w stanie powstrzymać już gwiazdy przed kolapsem. Kiedy masa jądra przekroczy limit ok. 1.2 masy słońca (masa Chandrasekhara), wtedy rozpoczyna się kompresować pod wpływem własnej grawitacji. Dla masywnych gwiazd masa takiego jądra mieści się w zakresie 1.4~2.0 mas słońca. Dodatkowo jądro destabilizowane jest przez proces fotodezintegracji i wychwyt elektronów (neutronizacja).

Mechanizm wybuchu Supernowej IIa Proces kolapsu jest kontynuowany , neutrina mogą być emitowane z jądra do chwili kiedy zostanie osiągnięta gęstość . Przy takiej gęstości średnia droga swobodna neutrina elektronowego staje się krótsza aniżeli promień jądra. Cała energia zostaje „uwięziona” wewnątrz sfery o promieniu ok. 30 km wewnątrz jądra. Tworzy się sfera neutrinowa. Gęstość materii jądrowej osiąga wartość . Dalszy kolaps nie jest już możliwy ze względu na ciśnienie jądrowe. Jakakolwiek kompresja w tym stanie oraz pęd, którym obdarzona jest zapadająca się materia powoduje, że proces ten przechodzi poza punkt równowagi, co powoduje „ściśnięcie” jądra do gęstości nawet wyższych od gęstości materii jądrowej. Wtedy wewnątrz jądra (na odległości ok. 10 km od środka) tworzy się fala uderzeniowa, która zaczyna propagować się na zewnątrz (prędkość równa ok. 70km/ms ), oddziałując z wciąż zapadającą się materią. Proces ten przerywa wzrost ciśnienia, gęstości i temperatury w jądrze.

Mechanizm wybuchu Supernowej IIa Około 1 ms po ”bounce”, fala uderzeniowa trafia na sferę neutrinową. Neutrina produkowane w wyższych temperaturach mogą być wyemitowane. To zjawisko nazywane jest - neutrino flash lub neutrino breakout. Temperatury bezpośrednio za czołem fali uderzeniowej są dostatecznie duże, aby tworzyły się neutrina o innych zapachach w wyniku następujących procesów: Anihilacja par Photoneutrino Wzbudzenie plazmy Bremsstralung

Mechanizm wybuchu Supernowej IIa Następnym etapem ewolucji jest wybuch. Zewnętrzna materia zostaje całkowicie „wyrzucona ”. Na odległości kilkuset kilometrów od środka gwiazdy zjawiska te gasną. Powodem tego, że supernowa nie wybucha natychmiast jest utrata energii podczas przechodzenia fali uderzeniowej przez obszary o bardzo wysokiej temperaturze i dużej gęstości materii złożonej z ciężkich jąder w pobliżu jądra gwiazdy. W takich warunkach możliwy jest proces fotodezintegracji, wymagający wysokiej energii ( kT ~ 9MeV na nukleon ). Dopóki proces ten będzie odbywał się poza sferą neutrinową, neutrina tam produkowane swobodnie mogą opuszczać gwiazdę, tym samym emitując energię gwiazdy. Dodatkowo produkcja par również powoduje utraty energii. W końcowym efekcie temperatura i ciśnienie znacznie osłabiają falę uderzeniową, co prowadzi do jej wygaśnięcia, podczas gdy materia gwiazdy nadal się zapada. To czy gwiazda wybuchnie zależy głównie od ilości materii jaką niesie z sobą fala uderzeniowa. Małe gwiazdy mogą eksplodować właśnie poprzez ten mechanizm. W przypadku masywnych gwiazd obowiązuje inny mechanizm. Gwiazda neutronowa będąca pozostałością po wybuchu , schładza się w czasie około 10 sekund, poprzez emitowanie neutrin.

W jaki sposób produkowane są neutrina? anihilacja par photoneutrino bremsstralung wzbudzenie plazmy neutronizacja fotodezintegracja

Modele Supernowych IIa Strumień neutrin opisany jest funkcją Fermiego-Diraca Temperatura neutrin Całkowita energia uwalniana w postaci neutri Energia wiązania η Potencjał chemiczny Stała normalizacyjna D Odległość SN-detektor

Beacom and Vogel

Burrows et al. Model 20%, 18%, 62% Niezerowe parametry degeneracji

Bruenn 1.278M - 15M

Bruenn 1.770M - 25M

Liebendorfer 13M

Sposób potraktowania problemu II III

1987A Propagacja pakietów falowych Neutrina słoneczne Neutrina reaktorowe Neutrina akceleratorowe 1987A Neutrina z SN jądro sfera neutrinowa

Propagacja pakietów falowych

Profil gęstości materii PREM I Martin Freund, Tommy Ohlsson "Matter Enhanced Neutrino Oscillations With a Realistic Earth Density Profile", arXiv:hep-ph/9909501 v2 30 Jun 2000, p. 2.

Wybór detektorów ICARUS 42N 13E SNO 46N 81W SK 36N 137E

Detektory - dlaczego właśnie te? SK SNO ICARUS

Strumień neutrin z SN w detektorze ICARUS Temperatura neutrin Całkowita energia uwalniana w postaci neutri Energia wiązania Stała normalizacyjna D = 10kPc Odległość SN-ICARUS

Ewolucja stanów Równanie ewolucji stanu możemy zapisać za pomocą równania różniczkowego: dla neutrin dla antyneutrin dla neutrin w próżni w materii:

Ewolucja stanów A opisuje wkład prądu naładowanego do rozpraszania w przód ee- << m m3 m2 m1 m m2 m3 m1 „normal” „invert”

Charged Current Neutral Current Elastic Scattering Badane procesy oddziaływań neutrin Charged Current Neutral Current Elastic Scattering

Przekroje czynne

Parametry oscylacji LMA I stosowane w obliczeniach „Normal” - hierarchia mas Duży kąt

„Normal” - hierarchia mas Mały kąt Parametry oscylacji LMA I stosowane w obliczeniach „Normal” - hierarchia mas Mały kąt

Podsumowanie Efekty Ziemi nie wydają się być znaczące (~5%) Powtórzymy wyniki z uwzględnieniem nowych przekrojów czynnych (po konsultacji z autorami) Spodziewamy się większych efektów po uwzględnieniu oscylacji w SN (prace w toku) Planujemy analogiczne oszacowanie ilości oddziaływań dla pozostałych, wyżej wymienionych detektorów (SNO, SK)