SN1987A e proprietà del
segnale di neutrini
Maria Laura Costantini, Università dell’Aquila
Abstract:
•Generalità sul collasso gravitazionale
•Emissione di neutrini nel “delayed scenario”
•Descrizione dei flussi ed effetto delle oscillazioni
•Analisi dei dati di IMB e Kamiokande-II
•Sulla distribuzione angolare dei dati
Supernovae ed emissione di neutrini
 Nella fase finale del ciclo
evolutivo di stelle di grande
massa si forma un core di ferro
sostenuto dalla pressione di
degenerazione elettronica.
Effetti del collasso
gravitazionale del core:
•esplosione della stella
•formazione di una stella di
neutroni
•copiosa emissione di neutrini:
E  99% EB (neutrini )
H
C/Si
He
Fe
Pe
Pg
M  M Ch  1.4 M sun
Pgr  Pe
2
M NS
3
E B  GN
 (1  5) 1053 erg
5
RNS
“Delayed scenario”
1) Infall Phase. Δt~0.1 s, ΔE <1% EB
1) e  " p "  " n"e
 e  (Z , A)  e  (Z , A)    trapping
2) Bounce and “Flash”. Δt~ ms, ΔE ~1% EB
2) e   p  n   e
 ic ~1014 g cm-3Rimbalzo, onda
d’urto
3) “Accretion”. Δt~ 500 ms?, ΔE ~10% EB ?
Lo shock si arresta. La PNS si accresce
“Shock revival” ≡ energia depositata dai
neutrini+ moti convettivi(?)Esplosione
4) “Cooling”. Δt~ 10 s, ΔE ~90% EB
 e , e : CC  NC(ma Yp  Yn );
 x  (anti)  ,  : NC
3) e   p  n   e
e   n  p  e
e  e    i i
Emissione quasi termica

 MB  E exp[  E / T ] ;   2
Flussi aspettati
Descrizione analitica dei flussi integrati nel tempo:
Fi ( E ) 
i
N
E
  ( 1) z
z
e
,
z

, i  e, e , x
2
2
4  D  Ei 
E i
N  (  1) 1 / (  1) tale che  E F(E) dE   i / 4D 2

εi è l’energia portata dai neutrini di tipo i
<Ei> è l’energia media dei neutrini di tipo i
I valori attesi per le quantità integrate nel tempo sono:
 Ee   12  18 MeV ;  E x  /  Ee   1  1.2
52

(
2

10
)

10
erg ;
x /
e
e  1/ 2  2

 
Effetto delle oscillazioni
Nell’ipotesi che i x abbiano flussi simili,
avremo:
Fe  Pe e Fe  (1  Pe e ) Fx
Fe  Pee Fe  (1  Pee ) Fx
•Se la gerarchia di massa è come
in figura:
 e 1
•Se θ13 è grande:
e  3
Pe e  0.7
Pee  0 0.3 (dipende da 13 )
m 221  2.5 10 3 eV 2 ; 12  34
2
m31
 7 10 5 eV 2
SN1987A
Il burst di neutrini è stato osservato dai rivelatori KamII (11 eventi) e IMB (8
eventi), supportati dell’osservazione di 6 eventi in BST.
Esiste una ulteriore osservazione (5 eventi) al Mont Blanc Scintillator Detector
(LSD), che precede le altre di ~5 ore.
 cos  KII   0.3 ,  cos  IMB   0.5
KII
IMB
 Evis
 15 MeV,  Evis
  30 MeV
Ipotesi di Inverse Beta Decay
In acqua il segnale dominante prodotto
dai neutrini da Supernova, assumendo
le energie tipiche descritte in precedenza,
è dato dalla reazione di Inverse Beta
Decay:
 e  p  n  e
Il tasso differenziale di eventi attesi è
dato da:
dN ibd
d ibd
 N p F ( E )  ( Ee )
( Ee , E )
dE dEe
dEe
Integrando la precedente si ottengono
facilmente le distribuzioni differenziali in
energia e in angolo.
Confronto con i dati
Energia media visibile e numero
totale di eventi attesi in KII e IMB in
funzione di E0.
I valori osservati sono:
N IMB  8  8 ;  EvisIMB   31.9  2.6 MeV
N KII  11  11;  EvisKII  15.4  2.4 MeV
Un accordo ragionevole per:
E0   Ee   14 MeV
52

4

10
erg
e

Distribuzione angolare
Abbiamo utilizzato la statistica di
Smirnov-Cramer- Von Mises per testare
la distribuzione angolare sotto varie
ipotesi (IBD ed ES).
n
n
  ES  ES  (1  ES )  ibd
nobs
nobs
Abbiamo confrontato inoltre il risultato
di questo test con un’analisi di
Maximum Likelihood:
Per IMB : nES / nobs  0.12 (1 )
21
Per KII : nES / nobs  0.2300..18
(1 )
•La distrib. angolare suggerisce la presenza di diversi eventi direzionali
•Il modello predice solo 0.4 (0.1) eventi in KII (IMB) circa - dipende da εx
•Il compromesso tra le due indicazioni dice 0, 1 (forse 2) eventi di ES in KII,
e 0, (forse1) eventi di ES in IMB.
E’ interessante considerare sotto quali condizioni sia possibile aumentare
il numero di eventi di scattering elastico:
•Una parte significativa dell’energia del collasso (~1.5×1053 erg) è emessa
sotto forma di e molto energetici (40 MeV). Questo non aiuta perché a causa
delle oscillazioni  e →  x (in KII, Ndir = 0.6)
• Nell’ambito dello scenario standard, i  x potrebbero essere più energetici di
quanto si assume. Questo aiuta per lo spettro in energia.
•Oscillazioni: se θ13 è molto piccolo, Pee = 0.3, ma il numero di eventi direzionali
nello scenario standard non varia in modo significativo. Invocando invece e
molto energetici verrebbe chiamato in causa l’assorbimento su ossigeno, che
non si osserva.
Conclusioni
Abbiamo rianalizzato il segnale della SN1987A nei rivelatori IMB e KamII
alla luce delle oscillazioni a tre neutrini nell’ipotesi di gerarchia normale.
Le osservazioni forniscono informazioni utili sui parametri astrofisici
del collasso nello scenario standard:
 Ee  12  16 MeV; EB  (2  3) 1053 erg
L’ipotesi di inverse beta decay è in ragionevole accordo con i dati, sebbene
la distribuzione angolare suggerisca la presenza di uno o più eventi
direzionali.
Le informazioni della distribuzione angolare, combinate con le aspettative
a priori sul numero di eventi, indicano che i dati comprendono qualche
ε
evento di ES, specialmente se x è relativamente grande, come suggerito
da calcoli recenti.
E’ di grande interesse osservare eventi di ES ed in generale reazioni
da neutrini elettronici provenienti dalla prossima Supernova Galattica.
Grazie a tutti per l’attenzione!