D. Kie!czewska, wyk!ad 15

!  Obserwacja neutrin z SN1987A !  Kolaps grawitacyjny !  W!asno"ci neutrin z kolapsu grawitacyjnego

Neutrina z supernowych

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Naturalne #ród!a neutrin

je"li w centrum Galaktyki

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Supernova 1987A

Luty 1984 8 marca, 1987

7 lat pó#niej.. zdj$cia z Hubble Space Telescope

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

SN1987A

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

SN 1987A

Najlepiej zbadana supernowa 1987A w Wielkim Ob!oku Magellana oddalona od Ziemi o 50 kpc, wybuch nast%pi! 23.II.1987 r.

Przewidywania teoretyczne zak!adaj%, &e w naszej Galaktyce powinni"my obserwowa' 2-5 wybuchów supernowej na 100 lat. Odnotowano jak dot%d jedynie 7 wybuchów widocznych go!ym okiem.

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Detektor IMB Kamiokande Baksan LSD

Miejsce Ohio,US Japonia Rosja Francja Typ detektora water Cerenkov liquid scintillator Masa detektora 6800 2140 200 90 (tony) Próg (MeV) 19 7.5 10 5

Liczba przyp. 8 11 5 ???

Czas 1go przyp 7:35:41 7:35:35 7:36:12 2:52:37 (UT) B!%d oceny czasu 0.05 60 +2 0.002 (sek) -54

Obserwacja neutrin z SN 1987A

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Detektor IMB

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Obserwacja neutrin z SN 1987A IMB KAMIOKANDE

czas uniwersalny UT

po wyrzuceniu mionów atmosf.

wszystkie przypadki

neutrina przyby!y 3-4 godz wcze"niej ni& "wiat!o

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Obserwacja neutrin z SN 1987A

k%t wzgl$dem kierunku od SN

Najbardziej prawdopodobne: ale rozk!ad k%towy powinien by' izotropowy. Fluktuacje statyst??

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Los ci$&kiej gwiazdy

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Droga do kolapsu grawitacyjnego G!ówne reakcje termoj%drowe:

Reakcja Temperatura zap!onu (miliony K)

4 1H --> 4He 10 3 4He --> 8Be + 4He --> 12C 100 12C + 4He --> 16O 2 12C --> 4He + 20Ne 600 20Ne + 4He --> n + 23Mg 2 16O --> 4He + 28Si 1500 2 16O --> 2 4He + 24Mg 4000 2 28Si --> 56Fe 6000

Gdy masa rdzenia &elazowego przekroczy 1.4 masy S!o(ca nast$puje kolaps.

Ci"nienie prom. termicznego równowa&y grawitacj$

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Detekcja neutrin SN

neutrina „prompt”

neutrina termiczne

W wodzie i scyntylatorze najwi$kszy przekrój czynny na reakcj$:

Energia pozytronów bliska energii neutrin

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Eksperyment: IMB Kamiokande Strumie( (x 1010cm-2) Ca!kowita energia wydzielona (x1053 ergs)

Neutrina z SN 1987A- wyniki

Czyli neutrina wynios!y (w granicach b!$dów) ca!% dost$pn% energi$. )wiat!o wynosi zaledwie 0.01% energii, ale jest to 1016 x energia emitowana

przez S!o(ce w czasie 1 sek.

Z pomiarów otrzymano:

Przewidywana energia wyzwolona w kolapsie grawitacyjnym = energii wi%zania gwiazdy neutronowej o promieniu r=15km:

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Czego dowiedzieli"my si$ o z SN1987A?

Czas &ycia

Masa

Moment magnetyczny

*adunek elektryczny

Dla dwóch zdarze! o energiach E1, E2 (MeV) oraz ró"nicy czasu przyj#cia dt (sec), D w kpc

Potwierdzi! si$ model powstawania gwiazd neutronowych.

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

Przewidywany sygna! z przysz!ych SN Andromeda M31 w Super-Kamiokande:

Np. dla SN w centrum Galaktyki:

By' mo&e uda si$ zbada' w!asno"ci równie& innych neutrin.

Neutrina z SN s% juz w drodze

Podsumowanie

D. Kie!czewska, wyk!ad 15

"  Neutrina z SN1987A to pierwsza obserwacja cz%stek masywnych przyby!ych do nas ze #ród!a pozagalaktycznego

"  Obserwacja ta da!a pocz%tek nowej dziedzinie: Astroparticle Physics

"  W!asno"ci sygna!u zgodne z teori% zapa"ci grawitacyjnej