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Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Neutrinoquellen im Kosmos:Neutrinoquellen im Kosmos:
Martina DavidsBetreuer: Prof. M. Tonutti
Neutrino-Seminar, RWTH Aachen, WS 03/04
SupernovaeSupernovae
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Gliederung• Supernovae - Typen und Ablauf
• Cherenkovdetektoren:• Funktionsweise• Beispiele: IMB, Kamiokande, Superkamiokande
• Erkenntnisse aus SN 1987A:• Supernovaphysik• Neutrinophysik
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Neutrinoastronomie - Warum?Anforderungen an „gute“ Astronomie:
• keine Beeinflussung durch Magnetfelderkeine geladenen Teilchen
• Teilchen und Antiteilchen unterscheidbarγ-Strahlung nicht geeignet
• Lange Lebensdauer, durchdringend, keine Absorption
Von Neutrinos erfüllt !
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
NeutrinoquellenNeutrinoquellen• Natürliche Quellen:
• Urknall• Sonne und Sterne• Erdatmosphäre• Supernovae• β-Zerfall
• Künstliche Quellen:• Beschleuniger• Kernreaktoren
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
SupernovaeSupernovae
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Typ ITyp I--SupernovaSupernova
• Masse < 8 M• Endet unsichtbar
oder in Explosion (Doppelsternsystem)
• Photonenluminosität größer als Neutrinoluminosität
Nicht interessant für Neutrinophysik!
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Typ II: CoreTyp II: Core--KollapsKollaps--SNSN• M > 8 M• Kennzeichen:
– Gravitationskollaps– Neutrinoausbruch– Stoßwelle
• Meiste Energie in Neutrinos
Interessant für Neutrinophysik !!
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Historische SupernovaeHistorische Supernovae
• 1054: in China beobachtet (Krebsnebel)• 1572: Brahe• 1604: Kepler
• weitere extragalaktische Supernovae
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Ablauf einer Supernova:Ablauf einer Supernova:ÜberblickÜberblick
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SNSN--Ablauf: Phase IAblauf: Phase IFusionen Überrest DauerH-Brennen He ~106 JHe C, O ~104 JC Ne, O ~600 JNe O, Mg ~1 JO Si, S ~1/2 JSi Fe, Ni ~1 Tag(Kollaps ~100 ms)
Phase II
Neutrino-Seminar WS 03/04
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SNSN--Ablauf: Phase IIAblauf: Phase II
e- + p n + νe
• Eisen-Core wächst:•Radius: 1.000 km•Masse: MCh ≈ 1,4 M
Gravitation zu groß
• Neutronisation/Deleptonisation:K o l l a p s ! !
(10% der Neutrinos)
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
SNSN--Ablauf: Phase IIIAblauf: Phase III• Core-Dichte erhöht
innere Core-Materie prallt zurück auf äußere
Stoßwelle entsteht
Hülle wird abgesprengt:eigentliche Supernova-Explosion
Aber: Stillstand der Stoßwelle möglichdann: von Neutrinos wieder in Gang gesetzt
Neutrino-Seminar WS 03/04
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SNSN--Ablauf: Phase IVAblauf: Phase IVNeutrinoausbruch:
e+ + e- ν + νthermische Paarerzeugung:
erzeugt 90% der Neutrinos
• kühlt Core ab• alle Arten gleich häufig• Energien unterschiedlich
Im Core: Neutrinos diffundieren
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Einige Zahlen...Einige Zahlen...Freigesetzte Energie:
Anteile:
Temperatur:
Häufigkeit:
Vor Kollaps: T ≈ 5•109 K (=0,5 MeV)Bei Kollaps: T ≈ 1011 K (=10 MeV)
E = (2-3)1046 J1% Explosion der Hülle
99% Neutrinos!! (nur 1042 J el.mag. Strahlung)
• Etwa alle 40 Jahre in unserer Galaxie• Wenige optisch beobachtetDurch Neutrinodetektion höhere Rate
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DetektorenDetektoren
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NeutrinoNeutrino--DetektionDetektion
Probleme:• ungeladen• kaum Masse• extrem kleiner Wirkungsquerschnitt
Lösung:• Nachweis über inversen β-Zerfall (Cherenkov-Effekt)• sehr große Detektoren
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CherenkovCherenkov--EffektEffektGeladenes Teilchen polarisiert Atome im Medium:
v < cn : kein Dipolfeld v > cn : Dipolstrahlung
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CherenkovCherenkov--EffektEffekt IIII•Teilchenidentifikation:
•Richtungsinformation:
Geschwindigkeit:β > 1/n
bei bekanntem E abh. von m
Cherenkov-Winkel:cos(θC)=1/βn
(in Kombination mit anderen Detektoren)
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WasserWasser--CherenkovCherenkov--DetektorDetektorWirkungsquerschnitt des inversen β-Zerfalls:
Große Wassertanks mit Photomultipliern:•viele Protonen•Cherenkov-Detektion•Nachweis auch über νe-Streuung
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CherenkovCherenkov--RingeRingeUnterscheidung von Elektronen und Myonen:
Verwischte Kanten:Elektron
Scharfe Kanten:Myon
+Detektion in äußerer Schicht
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Irvine Michigan Irvine Michigan BrookhavenBrookhaven(IMB)(IMB)
Maße des Detektors:• 18x17x23 m3
• 5.000 t Wasser• 600 m tief in Salzmine
•Schwellenenergie: 19 MeV
Nachgewiesene Reaktion:inv. β-Zerfall (+ νe-Streuung)
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KamiokandeKamiokande (II)(II)Maße des Detektors:
• 15,6 m Durchmesser, 16 m hoch• über 2.000 t Wasser• 1.000 m tief in alter Mine• 950 PMT (20%)•Schwellenenergie: 7,5 MeV
Nachgewiesene Reaktion:inv. β-Zerfall (+ νe-Streuung)
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SuperkamiokandeSuperkamiokandeMaße des Detektors:
• 40 m Durchmesser, 40 m hoch• 50.000 t ultrareines Wasser• 2.700 m tief in alter Mine• 11.200 PMT (40%)• Schwellenenergie: 5 MeV
Nachgewiesene Reaktion:inv. β-Zerfall (+ νe-Streuung)
„ Kamiokande x 2,5 “
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SuperkamiokandeSuperkamiokande -- BilderBilder
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SuperkamiokandeSuperkamiokande –– Bilder IIBilder II
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SuperkamiokandeSuperkamiokande –– Bilder IIIBilder III
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SN 1987ASN 1987A
Neutrino-Seminar WS 03/04
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Supernova 1987ASupernova 1987A24.2.1987
Große Magellansche Wolke:Supernova optisch entdeckt
SN 1987A
• 50 kpc (1,5 • 105 Lj)• Sanduleak (SK-69°202)• Masse: ca. 20 M
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Supernova 1987ASupernova 1987A
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Supernova 1987ASupernova 1987AAufnahme von 1994:
zeigt 3 Gasringe
Vermutung:Gas wurde von SN1987A zum Leuchten angeregt
Bis heute ein Rätsel!
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Supernova 1987A: NeutrinosSupernova 1987A: Neutrinos
23.2.1987Neutrinos aus SN detektiert!
IMB:8 Ereignisse in 5,6 sEnergien: 19-40 MeV
Kamiokande:12 Ereignisse in 12,4 sEnergien: 7,5-36 MeV
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Supernova 1987A: NeutrinosSupernova 1987A: Neutrinosersten Neutrinos in
Aber:Mont Blanc 5h „zu früh“
Kein Signal
Mont Blanc: 2h53min36sKamiokande: 7h35min41sIMB: 7h35min38s
2 Neutrinopulse aus Supernova??
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Supernova 1987A: NeutrinosSupernova 1987A: Neutrinos
Energien der detektierten Neutrinos
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SupernovaphysikSupernovaphysik
Bestätigung des Typ-II-Supernova-Modells!
νe-Flußdichte auf Erde: F = 5•109 cm-2
Gesamtzahl Neutrinos: N = 6•F•4π•L2 ≈ 8•1057
Gesamtenergie: E ≈ N • ⟨Eν⟩ ≈ 2•1046 Jmit ⟨Eν⟩=3,15•kT ≈ 12,5 MeV
aus T ≈ 4,0 MeV/k
Auch Neutronenstern-Radius, -Masse und Dauer des Neutrinopulses passen gut zur Theorie
Neutrino-Seminar WS 03/04
M. Davids
Neutrinophysik: MasseNeutrinophysik: MasseBestimmung der Masse aus der Flugzeit:
Bei bekannter Energie abh. von Masse
Betrachte 2 gleichzeitig ausgesendete Neutrinos:
∆t: ZeitunterschiedE1,E2: Energien
mν < 31 eV
Neutrino-Seminar WS 03/04
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Neutrinophysik: Masse IINeutrinophysik: Masse IIAndere Abschätzung:Nur ersten 9 Neutrinos aus Kamiokande:
mν < 11 eV
ABER: Daten auch verträglich mit mν=0 !!
µ- und τ-Neutrinos: aus Dauer des Ausbruchs
mν < 30 keV
Neutrino-Seminar WS 03/04
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Neutrinophysik: LebensdauerNeutrinophysik: Lebensdauer
Grobe Abschätzung:
γτ > 1,5•105 Jahre
dabei ist γ = Eν/mν , mit Eν ≈ 12,5 MeV
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Neutrinophysik: LadungNeutrinophysik: Ladung
Annahme: Neutrinos geladen
Ablenkung im intergalaktischen Magnetfeld
Bahnlänge und Ankunftszeit abh. von Energie
Aber: beob. Zeitfenster von 10 s
(für intergal. Magnetfeld: 10-9 G)
Neutrino-Seminar WS 03/04
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Neutrinophysik: Magn. MomentNeutrinophysik: Magn. Moment
Magn. Moment ermöglicht :
Entstehung steriler Neutrinos
kürzerer Neutrinoausbruch
energiereiche Neutrinos wieder umgewandelt
höhere Anzahl energiereicher Neutrinos
beides nicht beobachtet
Neutrino-Seminar WS 03/04
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Neutrinophysik: Neutrinophysik: Mischung+AnzahlMischung+Anzahl
Mischung:
Zu wenige Ereignisse
Anzahl:Vergleich detektierter Energie mit (nach Theorie) freigesetzter Energie:
verträglich mit Nν = 3
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Auch ein NobelpreisAuch ein Nobelpreis
2002 an M. Koshiba:
• Für Detektion des Neutrinoschauers aus SN1987A
• Geteilt mit Raymond Davis Jr. (je ¼) • 2. Hälfte an Riccardo Giacconi(Entdeckung kosm. Röntgenquellen)
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