Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej

Transkrypt

1 Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej Andrzej Odrzywolek ZTWiA, Uniwersytet Jagielloński, Kraków Piątek, 24 maja 2013

2 Kosmos pełen źródeł neutrin! gwiazdy, w szczególności eksplodujące obiekty akreujące z centralną czarną dziurą lub gwiazdą neutronową gorący gaz międzygalaktyczny nawet planety (np. Ziemia) Celem badacza jest klasyfikacja ze względu na: 1 ilość emitowanych neutrin i ich typ 2 widmo energetyczne (średnią energię) 3 odległość i częstość występowania 4 stosunek sygnału do szumu (obserwacja wczoraj staje się tłem jutro!) 5 możliwości technologiczne detekcji 6 wagę udanej obserwacji

3 Supernowe i powiązane gwiazdy Współczesna klasyfikacja supernowych Typ Implozyjne Termojądrowe Typ II, Ib/c, L-GRB Ia Źródło energii grawitacyjna termojądrowa Energia eksplozji erg erg Neutrina ergs (99%) ergs (1%) Progenitor Masywna gwiazda M > 8M biały karzeł Przykłady SN1987A SN2011fe Pozostałość Asymetryczna mgławica + gwiazda neutronowa lub czarna dziura Sferyczna mgławica

4 Masywne gwiazdy istotny ułamek początkowej masy (ZAMS, Zero Age Main Sequence ) tracona jest poprzez wiatr gwiazdowy, np: gwiazda o masie 15 M eksplodując waży 12 M czas życia relatywnie krótki, miliony lat 99,9% czasy spędzone na ciągu głównym, czyli spalaniu helu via CNO masywnych gwiazd jest mniej IMF (Initial Mass Function); Salpeter IMF: dn dm M α, α = 2.35 gwiazdy o masie powyżej 100 M wymarły w Galaktyce

5 Cykle spalania i gwiezdna cebula Cykle spalania Start: kurczenie podgrzanie zapłon konwektywne jądro koniec paliwa GOTO Start Struktura cebulowa 1 H 4 He (ciąg główny, miliony lat) 2 4 He 12 C, 16 O (spalanie helu, czerwony olbrzym, 100 tyś. lat) 3 12 C 16 O (spalanie C, setki lat) 4 16 O 28 Si (spalanie O, miesiące/lata) 5 28 Si Fe (spalanie krzemu, dni/tygodnie) 6 koniec paliwa, kolaps (odroczony zwykle o kilka godzin spalaniem Si w powłoce otaczającej jądro)

6 Fotonowy diagram HR i neutrinowy diagram OMK

7 Ewolucja gwiazd dla astronomii neutrinowej Faza L ν E tot ν Czas E ν Proces Typ [erg/s] [erg] [MeV] emisji neutrina 1. H lat CNO ν e 2. He lat 0.02 plasma all 3. Chłodzona neutrinowo lat pair all 4. Neutronizacja 5. Shockbreakout 6. Supernowa < 10 46? <1 dzień 2-5 ɛ ν e s 10 ɛ ν e s all 7. Gwiazda neutronowa < 1048 < lat 1 URCA ν e, ν e

8 Neutrina PRZED i PO kolapsie

9 Strumień neutrin 100 lat przed supernową

10 Strumień neutrin 100 lat przed supernową log N Ν s 1 10m h Shell Si burning 3h 1d 15 M s15 Core Si burning 10d 100d 1 yr Core shell Oxygen burning 10 yr Time B.C. seconds 100 yr log F Ν 1kpc s cm

11 Strumień neutrin 100 lat przed supernową

12 E ν 100 lat wcześniej 10m 5 1h 3h 1d 12 M s12 10d 100d 1 yr 10 yr Avg. Ν energy MeV Shell Si burning Core Si burning Time B.C. seconds

13 Neutrinowy diagram Kippenhahna

14 15 M vs 25 M : neutronizacja

15 Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II Gwiazda o masie 15 M (s15) 1 spalanie Ne/O (miesiące B.C.) detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = pc) 2 spalanie Si w jądrze (8-0.5 dni B.C) dla gwiazd do 1-2 kpc; 0.5% Galaktyki 3 zapłon Si w powłoce ( godzin B.C.) do 10 kpc 4 faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30-0 minut B.C) ciągłe przejście w supernową

16 Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II Gwiazda o masie 15 M (s15) 1 spalanie Ne/O (miesiące B.C.) detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = pc) 2 spalanie Si w jądrze (8-0.5 dni B.C) dla gwiazd do 1-2 kpc; 0.5% Galaktyki 3 zapłon Si w powłoce ( godzin B.C.) do 10 kpc 4 faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30-0 minut B.C) ciągłe przejście w supernową

17 Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II Gwiazda o masie 15 M (s15) 1 spalanie Ne/O (miesiące B.C.) detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = pc) 2 spalanie Si w jądrze (8-0.5 dni B.C) dla gwiazd do 1-2 kpc; 0.5% Galaktyki 3 zapłon Si w powłoce ( godzin B.C.) do 10 kpc 4 faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30-0 minut B.C) ciągłe przejście w supernową

18 Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II Gwiazda o masie 15 M (s15) 1 spalanie Ne/O (miesiące B.C.) detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = pc) 2 spalanie Si w jądrze (8-0.5 dni B.C) dla gwiazd do 1-2 kpc; 0.5% Galaktyki 3 zapłon Si w powłoce ( godzin B.C.) do 10 kpc 4 faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30-0 minut B.C) ciągłe przejście w supernową

19 Widmo neutrinowe oraz tło

20 Widmo neutrinowe oraz tło

21 Przykład obserwacji: Betelgeuse

22 Zasięg potencjalnej detekcji (15 M ) Data taken during: hours BC 6-3 hours BC Red - GADZOOKS! 300 pc Green - HK/UNO/Memp 650 pc Blue - 10Mt baloon 1.5 kpc Yellow - Gigaton Ar 4 kpc

23 Zasięg potencjalnej detekcji (15 M ) Data taken during: hours BC 6-3 hours BC Red - GADZOOKS! 2 kpc Green - HK/UNO/Memp 4 kpc Blue - 10Mt baloon 8 kpc Yellow - Gigaton Ar 25 kpc

24 Podsumowanie: co dalej? 1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): back on track (USA, ) kt (detektor pod ziemią) druga faza 2 LAGUNA 3 Hyper-Kamiokande 4 pozanaukowe inicjatywy

25 Podsumowanie: co dalej? 1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): back on track (USA, ) kt (detektor pod ziemią) druga faza 2 LAGUNA 3 Hyper-Kamiokande 4 pozanaukowe inicjatywy

26 Podsumowanie: co dalej? 1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): back on track (USA, ) kt (detektor pod ziemią) druga faza 2 LAGUNA 3 Hyper-Kamiokande 4 pozanaukowe inicjatywy

27 Podsumowanie: co dalej? 1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): back on track (USA, ) kt (detektor pod ziemią) druga faza 2 LAGUNA 3 Hyper-Kamiokande 4 pozanaukowe inicjatywy

28 Kilka najważniejszych prac Presupernova neutrinos Odrzywolek, A.; Misiaszek, M.; Kutschera, M., Astroparticle Physics 21 (2004) 303, and A. Heger, Acta Physica Polonica B Vol. 41, No. 7, July 2010, page 1611 Neutrino spectra/processes Misiaszek, M.; Odrzywolek, A.; Kutschera, M., Physical Review D, 74, , Plasmaneutrino spectrum, Eur. Phys. J. C52, , 2007, NSE neutrino spectrum, Phys. Rev. C 80, (2009) M. Kutschera,, M. Misiaszek, Presupernovae as Powerful Neutrino Sources, Acta Phys. Pol. B. 40 (2009) 3063

29 Dziękuję za uwagę!

30 Selected references Pre-supernova models s15 and s25: Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A., The evolution and explosion of massive stars, Reviews of Modern Physics, , Neutrino spectra Misiaszek, M.; Odrzywolek, A.; Kutschera, M., Neutrino spectrum from the pair-annihilation process in the hot stellar plasma, Physical Review D, 74, , Plasmaneutrino spectrum, Eur. Phys. J. C52, , 2007, NSE neutrino spectrum, Phys. Rev. C 80, (2009) M. Kutschera,, M. Misiaszek, Presupernovae as Powerful Neutrino Sources, Acta Phys. Pol. B. 40 (2009) Core-collapse neutrinos ν e : Thompson, Todd A.; Burrows, Adam; Pinto, Philip A., Shock Breakout in Core-Collapse Supernovae and Its Neutrino Signature, The Astrophysical Journal, burrows/tbp/tbp.html PNS cooling J. A. Pons, J. A. Miralles, M. Prakash and J. M. Lattimer, Evolution of Proto-Neutron Stars with Kaon Condensates, The Astrophysical Journal, , M. Kutschera, Kaon condensate with trapped neutrinos and high-density symmetry energy behavior, Acta Phys. Polon. B40, 195, 2009 (arxiv:astro-ph/ v1) NS cooling Yakovlev, D. G.; Kaminker, A. D.; Gnedin, O. Y.; Haensel, P., Neutrino emission from neutron stars, Physics Reports, Volume 354, Issue 1-2, p (2001) A. Odrzywołek, Kiedy eksploduje Betelgeza? (When will the star Betelgeuse explode?), Foton, Numer 109, 15 19, Zima 2009 A. Odrzywołek, Gwiezdna amnezja, Prace Komisji Astrofizyki PAU (ISSN ), Nr. 13, str , 2011 A. Odrzywołek, 400 lat bez eksplozji supernowej. Kiedy nastepna?, Prace Komisji Astrofizyki PAU (ISSN ), 10, , 2006

31 PSNS PSNS WWW: