Die Supernova 1987A – im Lichte der Neutrinos Seminar "Plasmen, Teilchen, Weltall", 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 "Asche" = Brennstoff für nächste Fusion 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: 56 Fe 13 4 He + 4n Elektroneneinfang: p e n e (Neutronisation) 1. Neutrino-Burst: nur e Kompression der inneren Core-Materie auf nukleare DichteRückprall gegen die einstürzenden Materie SCHOCKWELLE

Entwicklung des Cores Abkühlung: g e e + Z 0 ( = e,, ) (Kelvin-Helmholtz-Neutrino- Kühlung) Diffusion nach aussen Abstrahlung sec Abkühlung des Cores Core opak für Neutrinos ( 1m im Zentrum) 2. Neutrino-Burst: alle Flavours

Gesamtenergie Bindungsenergie des Neutronensterns: E tot = (2-3) erg (10 46 J) erg ( 0.01 %) el.-mag. Strahlung erg ( 1 %)Explosion der Rest ( 99 %)Neutrinos 1. Neutrino-Burst ( e ): 10 % 2. Neutrino-Burst (alle Flavours): 90 %

E( ) = k B T 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 km ( 10 ms) Keine Supernova? m>16M m<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: ν μ 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) Targetmasse2140t H 2 O5000t H 2 O Photomultiplier Nachweisschwelle7.5 MeV19 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 SN1987A andere (neuere) Grenzen Ladung Q < e < e (Beschleuniger) Flavouranzahl N 2.55 »2.99 (Z 0 -Zerfall) Masse m < 30 eV < 2 eV (Tritium-Zerfall) Lebensdauer τ > m( ) eV s m( ) eV s (solare Neutrinos) Magn. Moment μ < μ b < μ b (Reaktor) (Daten aus PDG)

Ergebnisse zur SN-Physik ModellMessung E( e ) 14 MeV (12.5 ± 3) MeV E tot (2-3) erg (2 ± 1) erg Pulsdauer sec 12 sec Durchmesser des Neutronensterns 30 km(30 ±20) km

zeitliche Entwicklung des Neutrino-Pulses: Simulationen Totani et al Blick in die Zukunft neue Detektoren, z.B Superkamiokande e von SN im Abstand 10kpc Ablauf der Explosion Neutronisation Explosion Abkühlung

A. Burrows: Neutrinos from Supernova Explosions; Annu. Rev. Nucl. Part. Sci : A. Burrows: Supernova Explosions in the Universe; Nature; Vol. 403; Feb 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, , 1998