1/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek. Neutrina z gwiazdy presupernowej oraz szanse ich detekcji

Transkrypt

1 1/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Neutrina z gwiazdy presupernowej oraz szanse ich detekcji A. Odrzywołek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from neutrino-cooled pre-supernova star Astroparticle Physics (2004) Betelgeuse 130 pc WR kpc Eta Carina 2.7 kpc

2 2/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Gwiazdy w Galaktyce Gwiazdy: OMC (M < 0.08 M ) Jowisz przeciętne (0.08 M <M < 8 M ) Słońce masywne ( M > 9 8 M ) Betelgeuse supermasywne ( M > 100 M ) już nie występują...

3 3/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Gwiazdy chłodzone neutrinowo Masywna gwiazda Gwiazda chłodzona neutrinowo Gwiazda Pre-supernowa definicja: może wybuchnąć jako implozyjna supernowa Masywna gwiazda po zapłonie węgla Gwiazda u progu kolapsu

4 4/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Gwiazda pre-supernowa a Słońce Słońce doskonale zbadane teoretycznie i obserwacyjnie (EM, neutrino, heliosejsmologia). Gwiazda pre-supernowa czysta teoria (modele). Największy sukces obserwacyjny: identyfikacja progenitora SN 1987A i towarzysza SN 1993J. (Nature 427 (2004) ) Słońce Pre-supernowa 20 M Czas życia lat 300 lat Jasność L 10 5 L Jasność ν 0.02 L L Typowa energia ν 0.3 MeV MeV

5 5/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Ewolucja masywnej gwiazdy Spalanie T c [MeV ] ρ c [g/cm 3 ] Czas L/L L ν [erg/s] H mln lat L He lat C lat Ne dni O dni Si godz Shell Si godz Kolaps rdzenia s > 10 54

6 6/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Czynniki determinujące możliwość detekcji Jasność źródła ( L ) Czas świecenia ( dni) Odległość (Galaktyka: kpc) Częstość zdarzeń (co lat) Widmo (E ν = MeV) Wielkość detektora (1 kilotona gigaton) Próg detektora ( MeV)

7 7/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Jasność neutrinowa Etapy spalania w fazie chłodzonej neutrinowo: H 4 He 4 He 12 C, 16 O 12 C ( 16 O ) 20 Ne, 24 Mg 20 Ne ( 16 O, 24 Mg ) 16 O, 24 Mg 16 O ( 24 Mg, 28 Si ) 28 Si 28 Si ( 32 S ) 56 Ni, 56 Fe, 54 Fe Masa jądra M, bliska M Ch =1.44 M Wzór Hoyle a: E = 0.001Mc erg całkowita energia jest rzędu energii wybuchu supernowej Ia SN Ia energia wybuchu (3 s) Pre-SN neutrina (2 dni)

8 8/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Widmo neutrin z anihilacji Widmo i średnia energia ν e Ē νe E νe E ν max e [MeV] [MeV] [MeV] C Ne O Si

9 9/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Procedura symulacji G F 2 d 3 p 1 d 3 p 2 d 3 q 1 d 3 q 2 Λ f 2 2E 1 2E 2 2E 1 2E e f e + δ 4 (P 1 + P 2 Q 1 Q 2 ) M Energię elektronu i pozytonu losujemy z lorentzowsko niezmienniczego elementu przestrzeni fazowej z rozkładem Fermigo-Diraca: 1 + exp E ± µ 1 e d 3 p kt 2 E 2. Losujemy izotropowe kierunki czteropędów P 1 i P 2 3. Przechodzimy do układu środka masy (CM) 4. W układzie CM wybieramy losowo kierunek neutrina 5. Powracamy do układu wyjściowego 6. Binujemy energię neutrina z wagą M 2

10 10/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Strumień neutrin z 1kpc Neutrina z anihilacji par w gwieździe pre-supernowej można potraktować na zasadzie luźnej analogii jako odpowiednik słonecznych neutrin pp. Należy się spodziewać, że widmo (neutrinowe) gwiazdy pre-supernowej jest w istocie bogatsze. Znaczną część strumienia stanowią ν e.

11 11/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Model Galaktyki Bahcall & Soneira, ApJ 238 (1980) L17. Model dysku: ρ N (R, Z) exp ( R ) ( ) exp Z 0.1, [kpc]

12 12/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Detekcja antyneutrin w wielkiej skali Reakcja Reinesa-Cowana (odwrotny rozpad β): ν e + p n + e + KamLAND (1 kt) Borexino (0.3 kt) SNO (1+1.7 kt) Super Kamiokande (32 kt) 1 event/kt H 2 O z 1 kpc HyperK (540 kt) UNO (440 kt) GADZOOKS! (32 kt) Gigaton Array (10 6 kt)

13 13/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek GADZOOKS! Dla odwrotnego rozpadu β E th = 1.8 MeV podczas gdy dla wodnych detektorów Czerenkowa E th 4 MeV. Rozwiązanie: (M. Vagins, Neutrino 2004) Rozpuszczenie w H 2 O efektywnego absorbera neutronów w postaci soli GdCl 3 (NaCl, KCl) powoduje, że zachodzi reakcja: n + Gd(Cl) Gd (Cl ) Gd(Cl) + γ i E tot = i E γi 8 MeV Gammy rozpraszają elektrony Elektrony świecą Czerenkowowsko Fotony rejestrowane przez fotopowielacze

14 14/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Harmonogram Gazdzooks! 2004: U.S. DoE ADRP grant (M. Vagins, UCI) 2005: Testy K2K 1kt: Gd - filtrowanie, wpływ soli, osłabienie światła, : GADZOOKS! w pełnej skali 32kt

15 14/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Harmonogram Gazdzooks! 2004: U.S. DoE ADRP grant (M. Vagins, UCI) 2005: Testy K2K 1kt: Gd - filtrowanie, wpływ soli, osłabienie światła, : GADZOOKS! w pełnej skali 32kt Neutrina z pre-supernowej: 3σ z 500 pc! Z chwilą uruchomienia detektora GAZDOOKS! w 2008 roku zyskamy możliwość przewidzenia wybuchu supernowej dla kilku pobliskich gwiazd: β Ori, α Her, α Sco... Wybuch jednej z tych gwiazd w bliskiej przyszłości jest niestety bardzo mało prawdopodobny ( 10 4 /rok)

16 15/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Militarne znaczenie astrofizyki neutrinowej Neutrinos and Arms Control Workshop 5-7 February 2004, University of Hawaii

17 15/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Militarne znaczenie astrofizyki neutrinowej Neutrinos and Arms Control Workshop 5-7 February 2004, University of Hawaii Zdalne monitorowanie reaktorów jądrowych Wykrywanie nielegalnych reaktorów jądrowych Wykrywanie ukrytych prób jądrowych Śledzenie atomowych łodzi podwodnych Georeaktor i,,tomografia Ziemi Przewidywanie wybuchów supernowych Neutrino SETI

18 16/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek

19 17/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Gigaton array Balony (R=134 metry, 10 Mt) pokryte fotopowielaczami Ustawione na dnie oceanu na głębokości ponad 4 km Wypełnione roztworem 40 KCl Zakotwiczone na linach J. G. Learned, Neutrino 2004

20 18/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Sieć ogólnoświatowa 1596 detektorów 10 Mt

21 19/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Przewidywanie supernowych Obserwujemy wyłącznie ν e z anihilacji par e + e Masa Zasięg Pokrycie aktywna obserwacji Galaktyki GADZOOKS! 32 kilotony 0.5 kpc 0.1% Hyper-Kamiokande 0.5 megaton 2 kpc 2% Pojedynczy moduł oceaniczny 10 megaton 10 kpc 50% Gigaton Array 1 gigatona 100 kpc Cała Galaktyka Oczekiwany zasięg obserwacji pre-supernowych na poziomie ufności 3σ (99%)

22 20/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Astronomia neutrinowa ery gigatonowej Wariacja strumienia neutrin słonecznych Supernowa co 20 dni z całej supergromady Virgo Tło neutrinowe z kosmologicznych supernowych Spalanie Si kilka dni przed kolapsem z całej Galaktyki Spalanie O / Ne rok przed wybuchem supernowej do kilku kpc Śledzenie fali uderzeniowej: tomografia pre-supernowej Chłodzenie gwiazd neutronowych Punktowe źródła neutrin UHE... i potencjalnie wiele innych nieodkrytych jeszcze obiektów

23 21/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Neutrina z procesów β Widmo ν e z wychwytu elektronu przy spalaniu Si w shell-u Langanke et. al. Phys.Rev. C64 (2001)

24 22/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek

25 23/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Jasność neutrinowa masywnych gwiazd Weaver, Zimmermann and Woosley 1978

26 24/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A. Spalanie C, Ne, O i Si określamy jako fazę chłodzoną neutrinowo, a samą gwiazdę jako pre-supernowa (v R (Fe) < 1000 km/s). Zamrożenie stanu gwiazdy z punktu widzenia obserwacji optycznych: τ K H lat dla powłoki wodorowej R mln km. Gwałtowne przyspieszenie ewolucji w obszarze centralnym R km.

27 25/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Procesy fazy chłodzonej neutrinowo Produkcja neutrin w procesach termicznych : anihilacja par rozpad plazmonu fotoemisja neutrin bremmstrahlung rekombinacja Itoh et.al, ApJSS, 102 (1996) p. 411

28 26/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Spalanie C: log(t c ) = 8.9, Ne: log(t c ) = 9.2, O: log(t c ) = 9.3, Si: log(t c ) = 9.6. µ e średnia waga molekularna: 1/µ e = Y e.

29 27/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Bilans energii Emisja neutrin równoważy energię produkowaną przez reakcje jądrowe. Tempo reakcji jądrowych rośnie z T c szybciej niż emisja neutrin Woosley, Heger, Weaver, RMP 74 (2002) p. 1015

30 28/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Konwektywny charakter spalania Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jądrowych 2. Neutrina nie są w stanie odprowadzić energii 3. Następuje ekspansja gazu 4. Płonacy bąbel gazu unosi się w region o mniejszej gęstości 5. Reakcje jądrowe ustają 6. Energia zostaje wypromieniowana w postaci neutrin

31 29/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Prosty model emisji neutrin z masywnej gwiazdy 1. Materia gwiazdy opisana wartościami temperatury T c i gęstości ρ c w centrum 2. Potencjał chemiczny µ e elektronów i pozytonów jest wyliczony z T c i ρ c przy założeniu Y e = 0.5 ρ c Y e m p = 8π h 3 c 3 ( 10 6 q e ) 3 0 (E + m e ) E 2 + 2m e E exp ( ) E µ e de k B T c Rozkłady energii (pędów) elektronów i pozytonów dane przez rozkład Fermiego-Diraca w temperaturze T c z potencjałem chemicznym: µ e = µ e, µ e + = µ e 2m e c 2.

32 30/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek D. Dicus, Phys. Rev. D, 6 (1972) p. 941 Anihilacja na neutrina M = i g2 8m W 2ūν(q)γ α (1 γ 5 )v ν (q ) v e (p )γ α (C V C A γ 5 )u e (p) M 2 (C A C V ) 2 (p e q νx )(p e + q νx ) + (C A + C V ) 2 (p e + q νx )(p e q νx ) + m 2 e (C 2 V C 2 A )q νx q νx = (C 2 A + C 2 V ) [(p e q νx )(p e + q νx ) + (p e + q νx )(p e q νx )] 2 C V C A [(p e q νx )(p e + q νx ) (p e + q νx )(p e q νx )] +m 2 e (C 2 V C 2 A )q νx q νx C V = 1 2 ± 2 sin2 θ W = 0.5 ± , C A = 1 2, p i q są czteropędami, m e masa elektronu, θ W kąt Weinberga sin 2 θ W =

33 31/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Widmo ν e, ν e, ν µ, ν µ Ē ν [MeV] ν e 1.80 ν µ,τ 1.87 ν µ,τ 1.89 ν e 1.89 C: ν µ,τ /ν e =1 : 11.4, 42.5% ν e, Ne: ν µ,τ /ν e =1 : 7.8, 39.8% ν e, O: ν µ,τ /ν e =1 : 6.9, 38.9% ν e, Si: ν µ,τ /ν e =1 : 5.4, 36.3% ν e.

34 32/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Szanse detekcji neutrin z pre-supernowej Co potrzebujemy? Możliwość detekcji ν e lub ν e w zakresie MeV. Musi być zarejestrowane N»1 przypadkow/dzień. Eksperyment dzialający nieprzerwanie latami. Propozycja: zmodyfikować Super-Kamiokande Detekcja antyneutrin poprzez reakcję: ν e + p n + e + ( ) Przekrój czynny (ważony widmem): σ Si = σ(e)λ Si (E) de = cm 2 E min E min = 1.8 MeV. Reakcja ( ) zachodzi w SK 41/dzień przy D=1kpc

35 33/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Detekcja pozytonów w SK Pozytony mogą zostać wykryte poprzez promieniowanie Czerenkowa, gdy E e + > E min, E e + = E νe, = m n m p E νe E min Event rate [MeV] [MeV] (dzień) SK Czy jest możliwe obniżenie progu na detekcję pozytonów przy wykorzystaniu koincydencji e + n?

36 34/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Częstość występowania Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchają jako implozyjne (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Częstośc występowania supernowych w Galaktyce: Zapisy historyczne: 1 na 175 lat (do 5 kpc) Obserwacje pozagalaktyczne: 1 na lat Symulowana ewolucja Galaktyki: 1 na 10 lat Górny limit najbardziej prawdopodobny ze względu na zdarzenia zasłonięte obłokami gazu i pyłu międzygwiezdnego.