微中子探測器簡介
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警系統。
2.關於微中子的來源機制
2.1 Core collapse 的SN事件 :
大質量恆星的簡併核心 ---因為電子吸收和photon dissociation-->損失壓力-->趨向不穩定。
(通常在Neuclear burning stage完成的iron core SNe發生)
在恆星演化到O-Ne-Mg核心這個階段時(還沒到iron-core,~1014g/cm3)，會突然發生'core bounce'，形成shock wave向外傳遞，而重元素會往內掉落減緩shock wave，最終shock wave會在距離表面100~200km的地方停止。
2.2 electron conversion(ve):
而重元素往內掉落的過程會吸收電子，
產生電子微中子，直到核心密度~1012g/cm3。
之後這些產生的微中子和輕子們會被困在電子氣體中無法逃脫(neutrino scattering)。
順帶一提Ye = 電子數目/一個重子 ，
在collapse前後Ye的值沒太大的差別(~0.32)。
這些被困住的輕子們會由電子微中子的形式擴散逃脫。
但當另一個shock wave經過iron core邊緣時，解離鐵原子，讓外圍的可以進行
e- + p -> n + ve 。
短時間內放出大量的電子微中子
(prompt ve brust or deleptonization brust)
就是右圖中突然飆起來 ve訊號的解釋。
(圖片來源:Journal of Physics G 43 030401 p.56)
2.3 vx&shock wave
在這個"Stalled-shock phase" or "Standing accretion"的階段----重元素會持續不斷向下墜落-->加熱最外層，這是微中子輻射能量的來源，在這個熱輻射的過程中,各種微中子都會產生，但因為還有上一段提到的electron conversion，所以ve會特別多，其他的微中子全部寫為vx，反電子微中子則是ve上面加一橫。
ve和ve一橫，主要可以在"neutron sphere"找到(中子-質子星上方幾十公里)，而其他的微中子主要在深處溫度較高的區域。
在"neutron sphere"的微中子們偶爾會產生"CC reaction",變成電子和正電子。這會把能量送回shock wave後方升高壓力，引發下一個shock wave。整個過程預計用JUNO可以接收到10秒鐘左右的訊號。
2.4 關於目前的超新星數值模擬
SN爆炸的模擬目前不太可靠，例如:微中子攜帶的能量太少，沒有高質量鐵核超新星的模擬，Livermore的模型為了改善ve的通量做的ve對流假設不實際等等...。
但是在型態變化的部分的確有解決一些問題，例如:'core bounce'後的100ms，中子星和shock wave之間的convection overtune演化模擬很合理。還有在討論'Standing accretion'的穩定性時會產生的晃動或懸臂(SASI)。或者是LESA現象之類的。這些可以幫我們解釋有其他方式可以允許更多能量存在，但是關鍵的爆炸目前沒有成功。(軸對稱的2D模擬可以產生SN爆炸，但3D不會爆炸)。
3D在模擬上是使用剛起步的"multi-flavor Boltzman neutrino transport"，還有很多改空間，未來改進後如果沒辦法系統性的讓SN爆炸，就要考慮是否加入新物理。
新物理可以分成天文物理(旋轉、磁場、流體動力的效應)和粒子物理(shock wave的能量經由新的粒子傳遞)，有些SNe在演化成黑洞的過程中也會放出微中子，目前還沒有完整解釋這些現象的理論。
2.5 應用
Core collapse 的SN會產生比鐵重的元素，產生與否可以從質子和中子的比例，或是'Entropy of hot SN outflow'來判斷，其中'Entropy of hot SN outflow'可以從ve和ve一橫的光譜得知。因此微中子訊號的觀測和統計，對於超新星的性質理解會有很大的幫助。
大概是這樣。
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警系統。
2.關於微中子的來源機制
2.1 Core collapse 的SN事件 :
大質量恆星的簡併核心 ---因為電子吸收和photon dissociation-->損失壓力-->趨向不穩定。
(通常在Neuclear burning stage完成的iron core SNe發生)
在恆星演化到O-Ne-Mg核心這個階段時(還沒到iron-core,~1014g/cm3)，會突然發生'core bounce'，形成shock wave向外傳遞，而重元素會往內掉落減緩shock wave，最終shock wave會在距離表面100~200km的地方停止。
2.2 electron conversion(ve):
產生電子微中子，直到核心密度~1012g/cm3。
之後這些產生的微中子和輕子們會被困在電子氣體中無法逃脫(neutrino scattering)。
順帶一提Ye = 電子數目/一個重子 ，
在collapse前後Ye的值沒太大的差別(~0.32)。
這些被困住的輕子們會由電子微中子的形式擴散逃脫。
但當另一個shock wave經過iron core邊緣時，解離鐵原子，讓外圍的可以進行
e- + p -> n + ve 。
短時間內放出大量的電子微中子
(prompt ve brust or deleptonization brust)
就是右圖中突然飆起來 ve訊號的解釋。
(圖片來源:Journal of Physics G 43 030401 p.56)
2.3 vx&shock wave
在這個"Stalled-shock phase" or "Standing accretion"的階段----重元素會持續不斷向下墜落-->加熱最外層，這是微中子輻射能量的來源，在這個熱輻射的過程中,各種微中子都會產生，但因為還有上一段提到的electron conversion，所以ve會特別多，其他的微中子全部寫為vx，反電子微中子則是ve上面加一橫。
ve和ve一橫，主要可以在"neutron sphere"找到(中子-質子星上方幾十公里)，而其他的微中子主要在深處溫度較高的區域。
在"neutron sphere"的微中子們偶爾會產生"CC reaction",變成電子和正電子。這會把能量送回shock wave後方升高壓力，引發下一個shock wave。整個過程預計用JUNO可以接收到10秒鐘左右的訊號。
2.4 關於目前的超新星數值模擬
SN爆炸的模擬目前不太可靠，例如:微中子攜帶的能量太少，沒有高質量鐵核超新星的模擬，Livermore的模型為了改善ve的通量做的ve對流假設不實際等等...。
但是在型態變化的部分的確有解決一些問題，例如:'core bounce'後的100ms，中子星和shock wave之間的convection overtune演化模擬很合理。還有在討論'Standing accretion'的穩定性時會產生的晃動或懸臂(SASI)。或者是LESA現象之類的。這些可以幫我們解釋有其他方式可以允許更多能量存在，但是關鍵的爆炸目前沒有成功。(軸對稱的2D模擬可以產生SN爆炸，但3D不會爆炸)。
3D在模擬上是使用剛起步的"multi-flavor Boltzman neutrino transport"，還有很多改空間，未來改進後如果沒辦法系統性的讓SN爆炸，就要考慮是否加入新物理。
新物理可以分成天文物理(旋轉、磁場、流體動力的效應)和粒子物理(shock wave的能量經由新的粒子傳遞)，有些SNe在演化成黑洞的過程中也會放出微中子，目前還沒有完整解釋這些現象的理論。
2.5 應用
Core collapse 的SN會產生比鐵重的元素，產生與否可以從質子和中子的比例，或是'Entropy of hot SN outflow'來判斷，其中'Entropy of hot SN outflow'可以從ve和ve一橫的光譜得知。因此微中子訊號的觀測和統計，對於超新星的性質理解會有很大的幫助。
大概是這樣。
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