Die Supernova 1987A –
im Lichte der Neutrinos
Seminar "Plasmen, Teilchen, Weltall", 15.12.2006 Anna Mohr
• Wie werden in einer Supernova Neutrinos produziert?
• Was hat man im Rahmen der SN1987A nachgewiesen?
• Wie lassen sich die gemessenen Daten interpretieren?
Stern am Ende seines Lebens
Supernova Ia möglich
m<8M
Weiße Zwerge
m>30M
Supernova Ib/Ic
Supernova Typ II
SN-Einteilung
Die letzten Etappen
1. H He im Kern
2. He C im Kern, H He in äusseren Schalen
Eisen
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"Asche" = Brennstoff
für nächste Fusion
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R. McGray
• Wie werden in einer Supernova Neutrinos produziert?
• Was hat man im Rahmen der SN1987A nachgewiesen?
• Wie lassen sich die gemessenen Daten interpretieren?
Das Neutrino-Core-Kollaps Modell
Druck der e < Gravitation
Kollaps des Eisenkerns
( 100 ms)
Schalenbrennen
Masse(Fe-Kern) > 1.4 M
Beschleunigung des Kollaps:
• Zerfall der Fe-Kerne: 56Fe 13 4He + 4n
• Elektroneneinfang: p e n e (Neutronisation)
1. Neutrino-Burst: nur
e
Kompression der inneren Core-Materie auf nukleare Dichte
Rückprall gegen die
einstürzenden Materie SCHOCKWELLE
Entwicklung des Cores
Abkühlung: e e+ Z0
(= e,,)(Kelvin-Helmholtz-Neutrino- Kühlung)
Diffusion nach aussen
Abstrahlung 10-20 sec
Abkühlung des Cores
Core opak für Neutrinos ( 1m im Zentrum)
2. Neutrino-Burst: alle Flavours
Gesamtenergie
Bindungsenergie des Neutronensterns:
Etot = (2-3)1053 erg (1046 J)
• 1049 erg (0.01 %) el.-mag. Strahlung
• 1051 erg (1 %) Explosion
• der Rest (99 %) Neutrinos
1. Neutrino-Burst ( e ): 10 %
2. Neutrino-Burst (alle Flavours): 90 %
• E() = kBT am Abstrahlugsort = Neutrinosphäre
Neutrinospäre
• Neutrinospähre der e bei kleineren T
E(e) < E(,)
Die Neutrino-Energien
• mit Fermi-Dirac-Verteilung:
E(e) 9.45 MeV
E(,) 19 MeV
E(e) 14 MeV
• (e) > (e) > (,)
• Wirkungsquerschnitt E()
Das Schicksal der Schockwelle
Schockwelle propagiert...
- DOCH!
Neutrino-Reheating
großer Energieverlust
Stillstand bei r 200-300km (10 ms)
Keine Supernova?
m>16Mm<16M
Explosion nach 20 ms
Cassiopeia A
Die "Neurino-Heizung"
Masseneinfall von äußeren Schichten
Druck von Aussen
M. Guidry
Energieübertragung durch Neutrinos
Druck von Innen
Neutrinos gewinnen!
• Wie werden in einer Supernova Neutrinos produziert?
• Was hat man im Rahmen der SN1987A nachgewiesen?
• Wie lassen sich die gemessenen Daten interpretieren?
"Sehen" von Neutrinos
Wechselwirkung im Detektor
• Streuung: e e alle Neutrino-Flavous
• e p e+ n
nur Elektron-Antineutrinos
e–, e+ erzeugen Cherenkov-Licht im Detektormedium
Photomultiplier Rekonstruktion
von Energie (und Richtung) des Neutrinos
Simuliertes Event im Kamiokande-Detektor:
νμ produziert μ (blauer Cherenkov-Ring)
Thomasz Barszczak
SN87-Event im IMB-Detektor: Neutrino erzeugt Positron
IMB-Coll.
Die Detektoren
Super-Kamiokande beim Befüllen
Kamiokande
(Japan)
IMB
(Ohio,USA)
Targetmasse 2140t H2O 5000t H2O
Photomultiplier 948 2048
Nachweisschwelle 7.5 MeV 19 MeV
Die Messung
F. Boehm(92)
IMB
•8 Neutrinos in 5.6 s
•19 MeV < E < 40 MeV
KAMII
•11 Neutrinos in 12 s
•7.5 MeV < E < 36 MeV
• Wie werden in einer Supernova Neutrinos produziert?
• Was hat man im Rahmen der SN1987A nachgewiesen?
• Wie lassen sich die gemessenen Daten interpretieren?
Grenzen für Neutrino-Eigenschaften
aus SN1987Aandere (neuere)
Grenzen
Ladung Q < 210-15e< 410-4e
(Beschleuniger)
Flavouranzahl N 2.552.99
(Z0-Zerfall)
Masse m < 30 eV< 2 eV
(Tritium-Zerfall)
Lebensdauer τ > 4105 m()eV s7109 m()eV s
(solare Neutrinos)
Magn. Moment μ < 10-12 μb
< 910-11 μb
(Reaktor)
(Daten aus PDG)
Ergebnisse zur SN-Physik
Modell Messung
E(e) 14 MeV (12.5 ±3) MeV
Etot (2-3) 1053 erg (2 ±1) 1053 erg
Pulsdauer 10-20 sec 12 sec
Durchmesser des Neutronensterns
30 km (30 ±20) km
• zeitliche Entwicklung des Neutrino-Pulses:
Simulationen
Totani et al.1998
Blick in die Zukunft
• neue Detektoren, z.B Superkamiokande
10000 e von SN im Abstand 10kpc
Ablauf der Explosion
Neutronisation
Explosion
Abkühlung
• A. Burrows: Neutrinos from Supernova Explosions; Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 1990.40: 181-212
• A. Burrows: Supernova Explosions in the Universe; Nature; Vol. 403; Feb. 2000
• A Burrows, D. Klein, R. Gandhi: The Future of Supernova Neutrino Detection; Physical Review D; Volume 45; Mai 1992
• T. Totani et al.: Future Detection of Supernova Neutrino Burst and Explosion Mechanism; Astrophysical J., 496, 216-224, 1998