Having stars in my eyes

這篇想記錄一下 這篇 的重點 --------------------Introduction-------------------- DSNB : Diffuse Supernova Neutrino Background。指core collapse 的Super Nova 們發出的               正/反、各種風味的neutrino。  DSNB可以告訴我們: 1. SN紅移的比率。       2.. average neutrino spectrum。 但目前最有機會測到的偵測器(Super Kamiokande)，在Eve > 17.3MeV，90%C.L的通量為 3.1v e  cm -2 s -1 ，這數字仍然比預測的數值高了2~4倍。 在偵測微中子的方法中，Inverse Beta Decay 有最大的cross section(發生機會最大)。 而相對於使用契忍可夫輻射的SK偵測器，使用發光閃爍體的LENA(Low Energy Neutrino Astronomy)有紀錄IBD事件的優勢。 而且LENA還能偵測到hydrogen capture neutron後放出的2.2MeV gamma，可以透過'prompt positron' 和 'delayed neutron signal' (IBD產物訊號) 來降低背景事件。這個優勢對DSNB訊號的測量非常重要。 這篇論文除了會更新先前的背景模擬訊號，還會加上KamLAND團隊觀測到的 'neutral current reactions of atomosphere'。 --------------------Chapter 2-------------------- 為了測量DSNB，所以這篇論文提出建造LENA的計畫，有5萬噸的發光閃爍體(linear akyl beneze)，放出的光線會由光電倍增管蒐集，整體的構造如下圖: 圓柱體的半徑是16公尺，在最上方置放了氣體偵測器的'muon veto'，可以幫助重建'cosmic muon tracks'，為了記錄...

這篇想簡單整理一下 這篇論文 的重點 ---------------Introduction--------------- 暗物質(Dark Matter)有很多候選的假說粒子。例如: neutralinos(中性微子)、sneutrinos、gravitinos(重力子).... 還有一票解釋暗物質效應的模型。例如: little Higgs model、Kaluza-Klein model.... 這篇論文想著重討論較輕的假說粒子，這有兩個好處: 1.可以避開Lee-Weingerg限制。 2.較輕的假說粒子對於暗物質在觀測上的數據有比較好的解釋。 這種暗物質可以和質量較重的費米子或new light gauge bosons耦合，如果以標準模型(Standard Model)在100MeV之下的情況來說，只會有以下3種情況: 1. DM + DM -->   e -  +  e +    (電子 + 正子) 2. DM + DM -->  γ  + γ     (光子 + 光子) 3. DM + DM -->  v  + ¯v   (微中子 + 反微中子) 有趣的是， 有人提出 在1.和2.的情況下，對於整個宇宙的reionization產生重要的貢獻，升高宇宙中的氣體溫度，讓21cm訊號能被測量到。 ----------1.的情況:------------ 可以解釋Gamma-ray 望遠鏡INTEGRAL/SPI在511keV量到的譜線訊號。 但是呢，目前天文觀測量到的DM在宇宙中的含量的cross section~3*10 -26   cm 3 / s，比 要能被Gamma-ray 望遠鏡量到的cross section，大了4個數量級。 解決這個問題最好的方式，是假設cross section會隨速度改變， 但是這個假設和INTEGRAL/SPI 在小於100MeV的觀測資料很不符合， 而且在high order process時會導致internal bremsstrahlung產生gamma ray，...

來到了新的實驗室，整理一下今天讀到的資訊。 1.關於JUNO微中子偵測器 。 首先，我們選適當質量的星星(6~8倍太陽質量)，在核融合末期時，超新星爆炸簡單分成兩類: 1.Core collapse(核坍縮)   ----> Ib ,Ic ,II型...超新星 2.Thermal runaway(熱失控) -> Ia型超新星 而在1.Core collapse的情況，99%的 gravitational binding energy是由微中子和反微中子帶走的。 我們要偵測微中子，所以主要討論這種超新星。 因此粗略統計一下星系數量和恆星形成速率，我們可以推估整個可見宇宙，大概每秒會發生 數個 Core collapse 的SN事件。 但是本實驗室所用的微中子偵測器JUNO，沒靈敏到可以測到來自全宇宙的微中子。 舉個例子，如果用1987年的那個超新星爆炸事件強度當標準(SN1987A) 如果發生在M31星系(750 kpc),JUNO可以測到 1個微中子事件。 如果發生在大麥哲倫星系(50 kpc),JUNO可以測到 200個微中子事件。 如果發生在銀河系內(10 kpc),JUNO可以測到 5000個微中子事件。 如果如果獵戶座的參宿四爆炸了(0.2kpc),JUNO可以測到幾千萬個微中子事件呢。 但訊號多也不一定好，訊號分布會很窄(20MHz)，和硬體設計有關，對我們來說不好分析。 和其他的微中子偵測站相比，以Core collapse 的SN事件當標準、距離10kpc的話， JUNO ~幾百個微中子事件 Super-kamiokande~幾千個微中子事件 IceCube~幾十萬個微中子事件 因此JUNO的主要是界定在低能量的微中子天文學(像LENA探測器) 總結來說，要發生Hen好的事件可以好好分析，大概要30年才會發生1次。 JUNO預計運轉10年，所以有30%左右的成功率。 據說這種大型計劃，這種成功率算是高的。 超新星爆炸在天文觀測上算困難，因為絕大多數都會被塵埃掩埋(西元2000前只有5件觀測紀錄)，近期有了紅外線(IR)和無線電波望遠鏡，所以狀況好了很多。 最好玩的事情是，微中子會比可見光早幾個小時到達地球。 所以微中子偵測站可以當些天文台的超新星爆炸早期預...

這篇想總結一下過去一整年專題做的事情。 在Orion KL中搜尋嘧啶 大家在國中生物學到的生命起源應該是米勒-尤里實驗: 模擬地球環境的成分(原始湯) -> 給能量(閃電) -> 有機化合物誕生 基本上這是目前生命起源的主流。 於是乎，我的前老闆的故事是這樣的: 恆星爆炸後塵埃&氣體飄散各處(星雲) -> 星雲接收其他恆星的能量 -> 氣體演化出有機化合物 有些有機化合物對生命來說很重要,例如glycine ，2003年 這篇論文 發表之後，告訴大家說除了原始湯可以產生胺基酸，宇宙中也可以自己產生胺基酸。 還有一些重要的有機化合物，例如DNA的鹼基，嘧啶(PyrM)，這就是米勒-尤里實驗沒產生的分子。也是我專題要找的分子。 所以說照這個版本來說,生命的起源應該是,恆星提供能量，讓星雲中的分子演化出對生命重要的有機分子，彗星或小行星穿過星雲，帶著這些有機分子墜落地球。 彗星上的嘧啶已經被發現了，所以接下來大家會問，星雲裡面有沒有嘧啶? (引用自European Southern Observatory, CIRIACO GODDI 的簡報檔案) 左圖就是Orion BN/KL 區域，已知最近的大質量恆星區域， 所以如果有任何有機分子訊號，應該是最有可能出現的地方。 (Sgr B2,W51等等的地方也是有可能啦)  直接說結果,看下圖 紅色的線用來標示嘧啶的光譜,其他顏色分別代表其他分子的光譜,通常在嘧啶附近(+/-20MHz)的光譜線都要認出身份,這樣才能比較確定現在認為是嘧啶的光譜不是其他分子。 然後還有一組特別好的訊號，如下 第一張圖是先把不是嘧啶的訊號扣除，第二張是剩下的訊號和嘧啶訊號的比較，我們不難看出來不只354613MHz附近的嘧啶光譜形狀，觀測資料和預測極為相似，而且354695MHz附近的訊號也算是對上了。更好的消息是所有的嘧啶光譜訊號速度非常一致。而且所有的訊號都在4個標準差之上，我覺得這是很好的結果。 但是呢，可以明顯的看出來，還有很多分子線的訊號沒有被認出來，而且這只是一個位置的訊號，通常如果一個區域有某個分子的訊號，那個分子應該會以某種分布散在...