Neutrinos Aus Thermonuklearen Supernovae in JUNO
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Neutrinos aus thermonuklearen Supernovae in JUNO Bachelorarbeit in Physik von Josina Schulte vorgelegt der Fakultat¨ fur¨ Mathematik, Informatik und Naturwissenschaften der Rheinisch-Westf¨alischen Technischen Hochschule Aachen im Januar 2018 angefertigt am III. Physikalischen Institut B bei Prof. Dr. Achim Stahl Zweitgutachter Prof. Dr. Christopher Wiebusch Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung 3 2 JUNO 4 3 Uberblick¨ 5 3.1 Sternentwicklung . .5 3.2 Supernovae . .6 3.2.1 Kernkollapssupernovae . .6 3.2.2 Thermonukleare Supernovae . .7 4 Analyse 10 4.1 Neutrinoproduktion . 10 4.2 Berechnung des Neutrinoflusses . 13 4.3 Abstandsabh¨angigkeit . 13 4.4 Detektionskan¨ale....................................... 14 4.5 Detektor und Untergrund . 19 4.6 Rate in JUNO . 20 5 Fazit 24 2 1 Einleitung Neutrinos liefern als nur schwach wechselwirkende Elementarteilchen Informationen uber¨ die auf kleinsten Skalen ablaufenden Reaktionen. Durch ihre sehr geringe Wechselwirkungsrate als elek- trisch neutral geladenes Lepton mit verschwindender Masse, k¨onnen sie außerdem Informationen uber¨ weite Distanzen und durch viel Materie transportieren. Dies macht es andererseits umso schwieriger, Neutrinos zu messen. Da die Detektion von Neutrinos sich jedoch stets weiterentwi- ckelt, sind sie geeignete Kandidaten fur¨ die Untersuchung extraterrestrischer Kernvorg¨ange wie Supernovae. Bei der Kernkollapssupernova 1987A konnten nur einige wenige Neutrinoereignisse aufgenommen werden. Dies weckte Interesse an der Weiterentwicklung von Neutrinodetektoren zur Messung von Supernovaneutrinos. Zukunftig¨ wird JUNO (Jiangmen Underground Neutrino Observatory) bei einer Kernkollapssupernova in einer typischen Entfernung von 10 kpc1 vermutlich mehrere tausend Neutrinoereignisse registrieren k¨onnen (siehe [1]). Dies gibt Hoffnung, auch bisher außer acht gelassene Ph¨anomene, wie zum Beispiel galaktische Supernovae vom Typ Ia, in Betracht ziehen zu k¨onnen. Das elektromagnetische Signal von thermonuklearen Supernovae ist gut be- kannt, daher werden diese in der Astrophysik als Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung genutzt. Im Vergleich zu Kernkollapssupernovae emittieren Supernovae vom Typ Ia jedoch we- niger Neutrinos. Der genaue Ablauf der Explosion, siehe Kapitel 3.2.2, ist noch ungekl¨art, sodass das Neutrinosignal Auskunft uber¨ die Vorg¨ange, die durch Photonen nicht ubermittelt¨ werden, geben kann. In dieser Arbeit wird die M¨oglichkeit der Untersuchung des Neutrinosignals einer thermonu- klearen Supernova beziehungsweise Supernova vom Typ Ia in JUNO betrachtet. Das Kapitel 3 liefert einleitend einen Uberblick¨ uber¨ den Lebensweg der Sterne und die verschiedenen Ty- pen von Supernovae. Folgend in Kapitel 4.1 werden die unterschiedlichen Entstehungsprozesse von Neutrinos w¨ahrend der thermonuklearen Supernovaexplosion und die Luminosit¨at sowie die mittlere Energie der Neutrinos der vier verwendeten Modelle gezeigt. Anschließend wird das aus dem Stern austretende Signal uber¨ ein Spektrum, siehe Kapitel 4.2, in einen Fluss am Ort der Erde transformiert. Dieser kann dann mit dem Wissen der Detektionskan¨ale in JU- NO aus Kapitel 4.4 in eine zeit- und energieaufgel¨oste Rate von Neutrinoereignissen uberf¨ uhrt¨ werden. So k¨onnen die Signale der verschiedenen Explosionsmodelle bestimmt und verglichen werden. Es wird der maximale Abstand, in welcher die thermonukleare Supernova auftreten darf, um diese vom Untergrund zu unterscheiden, bestimmt. Dieser wird mit der r¨aumlichen Wahrscheinlichkeitsverteilung in Verbindung gebracht, um so eine Aussage uber¨ die Detektions- wahrscheinlichkeit von Supernovae vom Typ Ia in JUNO treffen zu k¨onnen. 11 pc ≈ 3;26 lj 3 2 JUNO Das sich momentan im Bau befindliche Jiangmen Underground Neutrino Observatory in China wird ein mit 20 kt Flussigszintillator¨ befullter¨ Neutrinodetektor, welcher sich 700 m unter der Erde befindet. Das Hauptziel ist die Bestimmung der Massenhierarchie der Neutrinos. Jiangmen liegt im gleichen Abstand von ungef¨ahr 53 km zu zwei Kernreaktoren an der chinesischen Kuste,¨ sodass eine Aufhebung der Interferenzeffekte vermieden werden kann. Die hohe Energie- und Zeitaufl¨osung, sowie das große Volumen des Detektors fuhren¨ zu weiteren Anwendungsm¨oglichkeiten. Es k¨onnen nicht nur die Antielektronneutrinos der Kernkraftwerke beobachtet werden, sondern auch Geoneutrinos, atmosph¨arische Neutrinos, Neutrinos der Sonne und Supernovaneutrinos. Da die Neutrinos bei einer Supernova deutlich vor dem Licht auf der Erde ankommen, k¨onnen Signale in JUNO helfen, die Teleskope in Richtung der Explosion aus- zurichten. Somit wird JUNO Teil des SNEWS (Supernova Early Warning System). JUNO ist zudem auf weitere Physik jenseits des Standardmodells sensitiv, wie zum Beispiel sterile Neu- trinos und die Suche nach dem Protonenzerfall. Der Detektor an sich besteht haupts¨achlich aus einer mit Flussigszintillator¨ befullten¨ Kugel mit einem Durchmesser von ungef¨ahr 36 m, an deren Rand circa 17:000 Photomultiplier (PMTs) das emittierte Licht einfangen. Diese Kugel ist in einem zylinderf¨ormigen Wasserbecken eingelas- sen, sodass Aktivit¨aten von naturlicher¨ Radioaktivit¨at aus dem Gestein des Berges abgeschirmt werden k¨onnen. Außerdem befindet sich ein Vetodetektor uber¨ dem eigentlichen Detektor, um kosmische Myonen zu identifizieren. Somit k¨onnen Hintergrundereignisse effizient herausgefiltert werden. Die Datennahme soll 2020 starten. [1] Abbildung 2.1: Schematischer Uberblick¨ des JUNO Detektors (Quelle: [2]) 4 3 Uberblick¨ 3.1 Sternentwicklung Baryonische Materie nimmt an einem fortlaufenden Kreislauf teil. Dieser setzt sich aus der Sternentstehung, Kernprozessen, was dem Leben der Sterne entspricht, sowie dem Ausstoß in den interstellaren Raum zusammen. Der Ablauf dieser Zyklen l¨asst sich grob fur¨ 3 Sternklassen einteilen: 1 • Sterne, welche leicher als 0;85 M sind • Sterne zwischen 1 und 6 Sonnenmassen M verlieren den Großteil ihrer Masse als roter Riese uber¨ stellare Winde und enden in weißen Zwergen mit Massen ungef¨ahr unter einer Sonnenmasse • Schwerere Sterne leben weniger als 100 Millionen Jahre und enden letztendlich in einer Kernkollapssupernova (vgl. [1]). Allgemein befindet sich ein Stern gr¨oßtenteils in einem dynamischen Gleichgewicht zwischen Strahlungsdruck und Gravitation. So stehen Masse und Temperatur des Sterns in einem direk- ten Zusammenhang. Bei Abstrahlung von Energie entsteht daher eine Kontraktion des Sterns unter Gravitation, was zum Erhitzen der Sternmaterie fuhrt.¨ Umgekehrt expandiert und kuhlt¨ sich der Stern ab, sobald Energie aufgenommen wird und so eine Druckerh¨ohung stattfindet. Ab einer bestimmten Temperatur und Dichte startet die Fusion von Wasserstoff und es wird Helium gebildet. Je nach Masse des Sterns k¨onnen darauffolgend auch schwerere Elemente wie Kohlen- stoff oder Neon gebildet werden. Da Eisen die gr¨oßte Bindungsenergie pro Nukleon hat, h¨ort der Kernfusionsprozess jedoch bei Eisen auf. Es kann durch Fusion keine Energie mehr gewonnen werden, wie es bei den vorherigen Brennvorg¨angen der Fall war. Da jede weitere Fusionsstufe weniger Energie als die vorherige freisetzt, laufen die Prozesse immer schneller ab. Sterne, die in ihrem Kern Wasserstoff verbrennen, werden als Hauptreihensterne bezeichnet. Dieser Prozess kann je nach Masse dem Großteil des aktiven Lebens eines Sterns entsprechen. Je schwerer der Stern, desto st¨arker die Gravitationswirkung und desto schneller laufen die Fu- sionsprozesse grunds¨atzlich ab. Sobald sich im Kern Helium befindet und der Wasserstoff nur noch in der Sternenhulle¨ ist, kontrahiert der Kern, da kein Strahlungsdruck mehr gegen die Gravitation wirkt. Das fuhrt¨ zu einem erneuten Temperaturanstieg, bis auch das thermonuklea- re Heliumbrennen startet. Dadurch wird wieder Energie freigegeben, die die Wasserstoffhulle¨ expandieren und abkuhlen¨ l¨asst. Die emittierte Strahlung ist daher ins rote verschoben, sodass Sterne in diesem Stadium rote Riesen genannt werden. Bei weißen Zwergen sind Gravitation und der Entartungsdruck der Elektronenhullen¨ im dyna- mischen Gleichgewicht. Hier herrscht eine so hohe Dichte, dass das Pauli-Prinzip den gr¨oßten Einfluss hat. Das Gleichgewicht ist jetzt nicht mehr von der Temperatur abh¨angig, sodass das selbstst¨andige Entzunden¨ neuer thermonuklearer Fusionsprozesse wie bei Sternen der Hauptrei- he nicht mehr m¨oglich ist. Wenn das nukleare Brennen aufh¨ort, ¨andert sich der Druck nicht und es kommt zu keiner weiteren Kontraktion und somit Temperaturerh¨ohung. Der Stern kuhlt¨ einfach weiter ab. Beginnt jedoch ein Brennvorgang, so breitet dieser sich schnell weiter aus und wird nicht durch Expansion gestoppt. Weiße Zwerge sind meist Sterne, die die Heliumfusion im Kern abgeschlossen haben und deren Kern sich haupts¨achlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff zusammensetzt. [4] 1 30 Sonnenmasse: M ≈ 1;99 · 10 kg [3] 5 3.2 Supernovae Die pl¨otzliche Explosion am Ende der Lebenszeit eines Sterns wird Supernova genannt. Bei die- ser kann so viel Strahlung emittiert werden, dass ein Stern so hell wie eine ganze Galaxie scheint. In der Milchstraße explodieren allerdings alle 100 Jahre nur einige Sterne. Die Explosionen lassen sich dabei in zwei verschiedene Mechanismen einteilen. Ursprunglich¨ wurden diese nach dem Kriterium, ob Wasserstofflinien in dem Spektrum zu finden sind, aufge- teilt. Der Typ I beinhaltet keine Wasserstofflinien, bei Typ II ergeben sich eindeutige Hinweise auf Wasserstoff. Weitere Kategorisierungen uber¨ das gemessene Spektrum fuhrten¨ zu der Auf- teilung des Types I in Ia, Ib und Ic. Mittlerweile wird zwischen