Supernova nøytrinoer - Supernova neutrinos

Supernova-nøytrinoer er svakt interaktive elementarpartikler produsert under en supernovaeksplosjon med kjernekollaps . En massiv stjerne kollapser på slutten av livet, og avgir omtrent ~ nøytrinoer og antineutrinoer i alle leptoniske smaker . Den lyshet av ulike nøytrino og antinøytrino arter er omtrent det samme. De bærer bort omtrent 99% av gravitasjonsenergien til den døende stjernen som et utbrudd som varer i titalls sekunder. Gjennomsnittlig energi er 10 - 20 MeV . Supernovaer regnes som den sterkeste og hyppigste kilden til kosmiske nøytrinoer i MeV -energiområdet . ${\ displaystyle 10^{58}}$

Siden nøytrinoer genereres i kjernen av en supernova, spiller de en avgjørende rolle i stjernens kollaps og eksplosjon. Neutrino -oppvarming antas å være en kritisk faktor i supernovaeksplosjoner. Derfor gir observasjon av nøytrinoer fra supernova detaljert informasjon om kjernekollaps og eksplosjonsmekanismen. Videre gir nøytrinoer som gjennomgår kollektive smakskonverteringer i en supernovas tette interiør muligheter til å studere nøytrino-nøytrino-interaksjoner. Dessverre er SN 1987A den eneste supernova neutrino -hendelsen som er oppdaget så langt. Likevel, med nåværende detektorsensitivitet, forventes det at tusenvis av nøytrinohendelser fra en galaktisk kjernekollaps-supernova ville bli observert. Neste generasjon eksperimenter er designet for å være følsomme for nøytrinoer fra supernovaeksplosjoner så langt som til Andromeda eller utover. Observasjonen av supernova vil utvide vår forståelse av ulike astrofysiske og partikkelfysiske fenomener. Videre ville tilfeldig oppdagelse av supernova nøytrino i forskjellige eksperimenter gi en tidlig alarm til astronomer om en supernova.

Historie

Målte nøytrinohendelser fra SN 1987A

Colgate og White, og uavhengig identifiserte Arnett rollen til nøytrinoer i kjernekollaps, noe som resulterte i den påfølgende utviklingen av teorien om supernova -eksplosjonsmekanisme. I februar 1987 verifiserte observasjonen av supernova -nøytrinoer eksperimentelt det teoretiske forholdet mellom nøytrinoer og supernovaer. Den nobelprisvinnende hendelsen, kjent som SN 1987A , var kollapsen av en blå superkjempe -stjerne Sanduleak -69 ° 202 , i den store magellanske skyen utenfor galaksen vår , 51 k pc unna. Om10 ⁵⁸ lette, lett interagerende nøytrinoer ble produsert og bar bort nesten all energien fra supernovaen. To kilotonskala vann- Cerenkov-detektorer , Kamiokande II og IMB , sammen med et mindre Baksan-observatorium , oppdaget totalt 25 nøytrino-hendelser over en periode på omtrent 13 sekunder. Bare neutrinoer av elektrontype ble oppdaget fordi nøytrinoenergier var under terskelen for muon- eller tauproduksjon. SN 1987A -nøytrindata, selv om de var sparsomme, bekreftet de fremtredende egenskapene til den grunnleggende supernova -modellen for gravitasjonskollaps og tilhørende nøytrino -utslipp. Det satte sterke begrensninger på nøytrinoegenskaper som ladning og forfallshastighet. Observasjonen anses som et gjennombrudd innen supernovaer og nøytrinfysikk.

Eiendommer

Neutrinoer er fermioner , dvs. elementarpartikler med et spinn på 1/2 . De samhandler bare gjennom svak interaksjon og tyngdekraften . En supernova med kjernekollaps avgir et utbrudd av ~ nøytrinoer og antineutrinoer i en tidsskala på titalls sekunder. Supernova nøytrinoer bærer bort omtrent 99% av gravitasjonsenergien til den døende stjernen i form av kinetisk energi. Energi deles omtrent likt mellom de tre smakene av nøytrinoer og tre smaker av antineutrinoer. Gjennomsnittlig energi er av størrelsesorden 10 M eV . Nøytrino -lysstyrken til en supernova er vanligvis i størrelsesorden . Kjernekollaps-hendelsene er den sterkeste og hyppigste kilden til kosmiske nøytrinoer i MeV- energiområdet. ${\ displaystyle 10^{52}}$${\ displaystyle 10^{52} ergs}$ ${\ displaystyle s^{-1}}$

Under en supernova produseres nøytrinoer i enorme mengder inne i kjernen. Derfor har de en grunnleggende innflytelse på kollapsen og supernovaeksplosjoner. Neutrino -oppvarming er spådd å være ansvarlig for supernovaeksplosjonen. Neutrino -svingninger under kollapsen og eksplosjonen genererer gravitasjonsbølger . Videre setter nøytrino-interaksjoner nøytron-til-proton-forholdet, og bestemmer nukleosynteseresultatet for tyngre elementer i den nøytrindrevne vinden.

Produksjon

Supernova -nøytrinoer produseres når en massiv stjerne kollapser på slutten av livet og kaster ut den ytre mantelen i en eksplosjon. Wilsons forsinkede nøytrino -eksplosjonsmekanisme har blitt brukt i 30 år for å forklare kjernekollaps -supernovaen.

Evolusjonære stadier av kjernekollaps-supernovaen: (a) Nøytroniseringsfase (b) Fall av materiale og nøytrino-fangst (c) Generering av sjokkbølge og nøytrino-burst (d) Stans av sjokkbølge (e) Neutrino-oppvarming (f) Eksplosjon

Nær slutten av livet består en massiv stjerne av løkskall av elementer med en jernkjerne. I løpet av den tidlige fasen av sammenbruddet, elektronnøytrino blir skapt gjennom elektron fangst på protoner bundet inne jernkjerner:

${\ displaystyle \ mathrm {e} ^{-}+\ mathrm {p} \ rightarrow \ nu _ {e}+\ mathrm {n}}$

Den ovennevnte reaksjon frembringer nøytron -rik kjerner , som fører til neutronization av kjernen. Derfor er dette kjent som nøytroniseringsfasen . Noen av disse kjernene gjennomgår beta-forfall og produserer anti-elektron nøytrinoer:

${\ displaystyle \ mathrm {n} \ rightarrow \ mathrm {p} +\ mathrm {e} ^{-} +{\ bar {\ nu}} _ {e}}$

Prosessene ovenfor reduserer kjerneenergien og dens leptontetthet. Derfor er elektron degenerasjonstrykket ikke i stand til å stabilisere stjernekjernen mot gravitasjonskraften, og stjernen kollapser. Når tettheten til den sentrale kollapsregionen overstiger10 ¹²  g / cm ³ , diffusjonstiden av nøytrinoer skrider kollapstiden. Derfor ble nøytrinoene fanget inne i kjernen. Når den sentrale delen av kjernen når atomtettheten (~ 10 ¹⁴ g/cm ³ ), forårsaker atomtrykket at kollapsen reduseres. Dette genererer en sjokkbølge i den ytre kjernen (region av jernkjerne), som utløser supernovaeksplosjonen. De fangede elektronneutrinoene frigjøres i form av nøytrino -burst i de første titalls millisekunder. Det er funnet fra simuleringer at nøytrino-burst og jernfoto-desintegrasjon svekker sjokkbølgen innen millisekunder av forplantning gjennom jernkjernen. Svekkelsen av sjokkbølgen resulterer i masseinfall, som danner en nøytronstjerne . Dette er kjent som akkresjonsfasen og varer mellom noen få titalls til noen hundrevis av millisekunder. Høydensitetsregionen fanger nøytrinoer. Når temperaturen når 10 MeV, termiske fotoner genererer elektron - positron -par. Neutrinos og antineutrinos dannes gjennom svak interaksjon mellom elektron-positronpar:

${\ displaystyle \ mathrm {e} ^{-}+\ mathrm {e} ^{+} \ rightarrow {\ bar {\ nu}} _ {\ alpha}+\ nu _ {\ alpha}}$

Lysstyrken til elektronsmaken er betydelig høyere enn de som ikke er elektroner. Når nøytrintemperaturen stiger i den kompresjonsoppvarmede kjernen, gir nøytrinoer sjokkbølgen energi gjennom ladede strømreaksjoner med frie nukleoner:

${\ displaystyle \ nu _ {e} +\ mathrm {n} \ rightarrow \ mathrm {p} +\ mathrm {e} ^{-}}$

${\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {\ mathrm {e}}+\ mathrm {p} \ rightarrow \ mathrm {e} ^{+}+\ mathrm {n}}$

Når det termiske trykket som oppstår ved nøytrinooppvarming øker over trykket til det fallende materialet, forynges den stoppede sjokkbølgen og nøytrinoer frigjøres. Nøytronstjernen avkjøles etter hvert som produksjonen av nøytrino-par og frigjøring av nøytrino fortsetter. Derfor er det kjent som kjølefase . Lysstyrken til forskjellige nøytrino- og antineutrino -arter er omtrent den samme. Supernova nøytrino lysstyrke synker betydelig etter flere titalls sekunder.

Svingning

Kunnskapen om fluks og smakinnhold i nøytrinoene bak sjokkbølgen er avgjørende for å implementere den nøytrindrevne varmemekanismen i datasimuleringer av supernovaeksplosjoner. Neutrino -svingninger i tett materie er et aktivt forskningsfelt.

Skjematisk modell av nøytrino -pære

Neutrinoer gjennomgår smakskonvertering etter at de termisk kobler seg fra proto-nøytronstjernen . Innen nøytrino-pære-modellen frakobles nøytrinoer av alle smaker på en enkelt skarp overflate nær overflaten av stjernen. Det antas også at nøytrinoene som reiser i forskjellige retninger reiser samme sti lengde for å nå en viss avstand R fra sentrum. Denne antagelsen er kjent som tilnærming til enkel vinkel, som sammen med sfærisk symmetrisitet til supernovaen tillater oss å behandle nøytrinoer som slippes ut i samme smak som et ensemble og bare beskrive deres utvikling som en funksjon av avstand.

Smaksutviklingen til nøytrinoer for hver energimodus er beskrevet av tetthetsmatrisen:

${\ displaystyle {\ hat {\ rho}} _ {t} (E, R) = \ sum _ {\ alpha = e, \ mu, \ tau} {\ frac {L _ {\ nu _ {\ alpha}} e^{\ frac {-t} {\ tau}}} {\ langle E _ {\ nu _ {\ alpha}} \ rangle}} f _ {\ nu _ {\ alpha}} (E) | \ nu _ { \ alpha} \ rangle \ langle \ nu _ {\ alpha} |}$

Her er den første nøytrino-lysstyrken på overflaten av en proto-nøytronstjerne som synker eksponentielt. Forutsatt forfallstid med , kan den totale energien som sendes ut per tidsenhet for en bestemt smak gis av . representerer gjennomsnittlig energi. Derfor gir fraksjonen antall nøytrinoer som slippes ut per tidsenhet i den smaken. er normalisert energifordeling for den tilsvarende smaken. ${\ displaystyle L _ {\ nu _ {\ alpha}}}$${\ displaystyle \ tau}$${\ displaystyle L _ {\ nu _ {\ alpha}} e^{\ frac {-t} {\ tau}}}$${\ displaystyle \ langle E _ {\ nu _ {\ alpha}} \ rangle}$${\ displaystyle f _ {\ nu _ {\ alpha}} (E)}$

Den samme formelen gjelder også for antineutrinoer.

Neutrino -lysstyrken er funnet av følgende forhold:

${\ displaystyle E_ {B} = 6 \ ganger \ int _ {0}^{\ infty} L _ {\ nu _ {\ alpha}} e^{-t/\ tau} dt}$

Integralet multipliseres med 6 fordi den frigjorte bindingsenergien deles likt mellom de tre smakene av nøytrinoer og tre smaker av antineutrinoer.

Utviklingen av tetthetsoperatoren er gitt av Liouvilles ligning :

${\ displaystyle {\ frac {d} {dr}} {\ hat {\ rho}} _ {t} (E, r) =-i [{\ hat {H}} _ {t} (E, r) , {\ hat {\ rho}} _ {t} (E, r)]}$

Hamiltonian dekker vakuumoscillasjoner, ladet nåværende interaksjon mellom nøytrinoer fra elektroner og protoner, samt nøytrino -nøytrino -interaksjoner. Neutrino selvinteraksjoner er ikke-lineære effekter som resulterer i kollektive smakskonverteringer. De er bare signifikante når interaksjonsfrekvensen overstiger vakuumoscillasjonsfrekvensen. Vanligvis blir de ubetydelige etter noen hundre kilometer fra sentrum. Deretter resonerer Mikheyev - Smirnov - Wolfenstein med saken i stjernekonvolutten kan beskrive nøytrino -utviklingen. ${\ displaystyle {\ hat {H}} _ {t} (E, r)}$

Gjenkjenning

Det er flere forskjellige måter å observere supernova nøytrinoer. Nesten alle involverer invers beta -henfall -reaksjon for påvisning av nøytrinoer. Reaksjonen er en ladet strøm svak interaksjon , der et elektron antineutrino samhandler med et proton produserer et positron og et nøytron:

${\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {\ mathrm {e}}+\ mathrm {p} \ rightarrow \ mathrm {e} ^{+}+\ mathrm {n}}$

Positronet beholder mesteparten av energien til det innkommende nøytrinoet. Den produserer en kjegle av Cherenkov -lys , som oppdages av fotomultiplikatorrør (PMT -er) plassert på veggene i detektoren. Neutrino -svingninger i jordens materie kan påvirke supernova -neutrinosignalene som oppdages i eksperimentelle anlegg.

Med nåværende detektorsensitivitet forventes det at tusenvis av nøytrinohendelser fra en galaktisk kjernekollaps-supernova ville bli observert. Store detektorer som Hyper-Kamiokande eller IceCube kan oppdage opptil hendelser. Dessverre er SN 1987A den eneste supernova neutrino -hendelsen som er oppdaget så langt. Det har ikke vært noen galaktisk supernova i Melkeveien de siste 120 årene, til tross for forventet hastighet på 0,8-3 per århundre. Likevel vil en supernova på 10 kPc avstand muliggjøre en detaljert studie av nøytrinosignalet, og gir unik fysikkinnsikt. I tillegg neste generasjon underjordiske eksperimenter. som Hyper-Kamiokande, er designet for å være følsomme for nøytrinoer fra supernovaeksplosjoner så langt som til Andromeda eller utover. Videre er de spekulert i å ha god supernova -pekekapasitet også. ${\ displaystyle 10^{5}}$

Deteksjon Betydning

Potensialet for supernova nøytrino -deteksjon for teoretisk fysikk er enormt. Det vil utvide vår forståelse av ulike astrofysiske og partikkelfysiske fenomener.

Siden supernova -nøytrinoer stammer dypt inne i stjernekjernen , er de en utmerket budbringer av supernova -mekanismen. På grunn av deres svakt interagerende natur kan nøytrinosignalene fra en galaktisk supernova gi informasjon om de fysiske forholdene i sentrum av kjernekollaps, som ellers ville vært utilgjengelige. Videre er de den eneste informasjonskilden for kjernekollaps-hendelser som ikke resulterer i en supernova eller når supernovaen er i et støv-skjult område. Fremtidige observasjoner av supernova -nøytrinoer vil begrense de forskjellige teoretiske modellene for kjernekollaps og eksplosjonsmekanisme ved å teste dem mot den direkte empiriske informasjonen fra supernova -kjernen.

På grunn av deres svakt interagerende natur dukker nøytrinoer opp umiddelbart etter kollapsen. I kontrast kan det være en forsinkelse på timer eller dager før fotonignalet kommer ut av stjernekonvolutten . Derfor vil en supernova bli observert først i nøytrino -observatorier. Tilfeldig oppdagelse av nøytrinosignaler fra forskjellige eksperimenter ville gi en tidlig alarm til astronomer for å lede teleskoper til høyre del av himmelen for å fange supernovas lys. Den Supernova Varslingssystemet er et prosjekt som tar sikte på å koble nøytrino detektorer rundt om i verden, og utløse de elektromagnetiske motsvar eksperimentene i tilfelle av en plutselig tilstrømning av nøytrinoer i detektorene.

Smaksutviklingen til nøytrinoer, som forplanter seg gjennom det tette og turbulente indre av supernovaen, domineres av den kollektive oppførselen forbundet med nøytrino-nøytrino-interaksjoner. Derfor tilbyr supernova-nøytrinoer en unik mulighet til å undersøke blanding av nøytrino-smak under forhold med høy tetthet. Siden de er følsomme for nøytrino masseordre og massehierarki, kan de gi informasjon om nøytrino egenskaper. Videre kan de fungere som et standardlys for å måle avstand, ettersom nøytroniserings burst -signalet ikke er avhengig av stamfaren.

Spredt supernova nøytrino bakgrunn

The Diffuse Supernova Neutrino Background (DSNB) er en kosmisk bakgrunn av (anti) nøytrinoer dannet ved opphopning av nøytrinoer fra alle tidligere kjernekollaps-supernovaer. Deres eksistens ble spådd allerede før observasjonen av supernova -nøytrinoer. DSNB kan brukes til å studere fysikk på den kosmologiske skalaen. De gir en uavhengig test av supernovahastigheten. De kan også gi informasjon om nøytrino -utslippsegenskaper, stjernedynamikk og mislykkede forfedre. Super-Kamiokande har satt den observasjonelle øvre grensen for DSNB-strømmen som over 19,3 MeV nøytrinoenergi. Den teoretisk estimerte fluksen er bare halvparten av denne verdien. Derfor forventes DSNB-signalet å bli oppdaget i nær fremtid med detektorer som JUNO og SuperK-Gd . ${\ displaystyle 5.5 \; \ mathrm {cm} ^{-2} \ mathrm {s} ^{-1}}$

Merknader

Referanser