CZASTEK O NAJWYŻSZYCH ENERGIACH

Transkrypt

1 1/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek MAGNETARY JAKO AKCELERATORY CZASTEK O NAJWYŻSZYCH ENERGIACH Marek Kutschera Omówione b d mo»liwo±ci akceleracji UHECR przez gwiazdy neutronowe o ultrasilnych polach magnetycznych i bardzo szybkiej rotacji.

2 2/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek NEUTRINA Z GWIAZDY PRESUPERNOWEJ A. Odrzywoªek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from neutrino-cooled pre-supernova star, Astroparticle Physics (2004) Eta Carina 2.7 kpc WR kpc Betelgeuse 130 pc

3 3/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek EWOLUCJA GWIAZDY 15 M 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 Corecollapse s > 10 54

4 4/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek CZYNNIKI DETERMINUJACE MOŻLIWOŚĆ DETEKCJI Jasno± ¹ródªa ( L ) Czas,,±wiecenia'' ( dni) Odlegªo± (Galaktyka: kpc) Cz sto± zdarze«(co lat) Widmo (E ν = MeV) Wielko± detektora (1 kilotona gigaton) Próg detektora ( MeV)

5 5/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek JASNOŚĆ NEUTRINOWA Etapy spalania w fazie chªodzonej 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 j dra M, przypadkowo jest bliska M Ch =1.44 M Energia pochodzi z przegrupowania j der: caªkowita energia jest rz du energii wybuchu supernowej Ia E = erg SN Ia energia wybuchu (3 s) Pre-SN neutrina (2 dni)

6 6/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek WIDMO NEUTRIN Z ANIHILACJI Widmo i ±rednia energia ν e Ē νe E νe E ν max e [MeV] [MeV] [MeV] C Ne O Si

7 7/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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. Znaczn cz ± strumienia stanowi ν e.

8 8/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek MODEL GALAKTYKI Bahcall & Soneira, ApJ 238 (1980) L17. ( Model dysku: ρ N (R, Z) exp (R 8) 3.5 ) ( exp Z 0.1 ), [kpc]

9 9/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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)

10 10/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek GADZOOKS! Dla odwrotnego rozpadu β E th = 1.8 MeV podczas gdy dla wodnych detektorów Czerenkowa E th 4 MeV. ROZWIAZANIE: (M. Vagins, Neutrino 2004) Rozpuszczenie w H 2 O efektywnego absorbera neutronów w postaci soli GdCl 3 (NaCl, KCl) powoduje,»e zachodzi reakcja: n + Gd(Cl) Gd (Cl ) Gd(Cl) + γ i E tot = i E γi 8 MeV Gammy rozpraszaj elektrony Elektrony ±wiec Czerenkowowsko Fotony rejestrowane przez fotopowielacze

11 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek MILITARNE ZNACZENIE ASTROFIZYKI NEUTRINOWEJ Neutrinos and Arms Control Workshop 5-7 February 2004, University of Hawaii

12 11/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek MILITARNE ZNACZENIE ASTROFIZYKI NEUTRINOWEJ Neutrinos and Arms Control Workshop 5-7 February 2004, University of Hawaii Zdalne monitorowanie reaktorów j drowych Wykrywanie nielegalnych reaktorów j drowych Wykrywanie ukrytych prób j drowych ledzenie atomowych ªodzi podwodnych Georeaktor i,,tomografia'' Ziemi Przewidywanie wybuchów supernowych Neutrino SETI

13 12/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek GIGATON ARRAY Balony (R=134 metry, 10 Mt) pokryte fotopowielaczami Ustawione na dnie oceanu na gª boko±ci ponad 4 km Wypeªnione 40 KCl roztworem Zakotwiczone na linach J. G. Learned, Neutrino 2004

14 13/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek SIEĆ OGÓLNOŚWIATOWA 1596 detektorów 10 Mt

15 14/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek ASTRONOMIA NEUTRINOWA ERY GIGATONOWEJ Wariacja strumienia neutrin sªonecznych Supernowa co 20 dni z caªej supergromady Virgo Tªo neutrinowe z kosmologicznych supernowych Spalanie Si kilka dni przed kolapsem z caªej Galaktyki Spalanie O / Ne rok przed wybuchem supernowej do kilku kpc ledzenie fali uderzeniowej:,,tomografia pre-supernowej'' Chªodzenie gwiazd neutronowych Punktowe ¹ródªa neutrin UHE... i potencjalnie wiele innych nieodkrytych jeszcze obiektów

16 15/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek JASNOŚĆ NEUTRINOWA MASYWNYCH GWIAZD Weaver, Zimmermann and Woosley 1978

17 16/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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.

18 17/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek Gwałtowne przyspieszenie ewolucji w obszarze centralnym R km.

19 18/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek GWIAZDA PRE-SUPERNOWA A SŁOŃCE Słońce doskonale zbadane teoretycznie i obserwacyjnie (EM, neutrino, heliosejsmologia). Gwiazda pre-supernowa czysta teoria (modele). Najwi kszy 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

20 19/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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

21 20/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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.

22 21/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek BILANS ENERGII Emisja neutrin równowa»y energi produkowan przez reakcje j drowe. Tempo reakcji j drowych ro±nie z T c szybciej ni» emisja neutrin Woosley, Heger, Weaver, RMP 74 (2002) p. 1015

23 22/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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

24 23/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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 ( ) de exp E µe 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.

25 24/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek ANIHILACJA NA NEUTRINA D. Dicus, Phys. Rev. D, 6 (1972) p. 941 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 =

26 25/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek

27 26/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D 2. Przechodzimy do układu środka masy 3. W układzie CM wybieramy losowo kierunek neutrina 4. Powracamy do układu wyjściowego 5. Binujemy energię neutrina z wagą M 2 Wzgl dny strumie«np. ν µ /ν e jest szacowany poprzez relatywna ilosc zdarze«w dwóch przebiegach symulacji z M 2 odpowiednio dla ν µ i ν e.

28 27/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek 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.

29 28/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie MeV. Musi by zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«. Eksperyment dzialaj cy nieprzerwanie latami. PROPOZYCJA: ZMODYFIKOWAĆ SUPER-KAMIOKANDE Detekcja antyneutrin poprzez reakcję: ν e + p n + e + ( ) Przekrój czynny (ważony widmem): σ Si = E min σ(e)λ Si (E) de = cm 2 E min = 1.8 MeV. Reakcja ( ) zachodzi w SK 41/dzie«przy D=1kpc

30 29/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek DETEKCJA NEUTRONÓW W SK Po rozpuszczeniu w H 2 O efektywnego absorbera neutronów w postaci soli np. NaCl, GdCl 3 zachodzi reakcja: n + Gd(Cl) Gd (Cl ) Gd(Cl) + γ i E tot = i E γi 8 MeV Gammy rozpraszaj elektrony Elektrony emituj promieniowanie Czerenkowa wiecenie rejestrowane przez fotopowielacze

31 30/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek DETEKCJA POZYTONÓW W SK Pozytony mog zosta 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 mo»liwe obni»enie progu na detekcj pozytonów przy wykorzystaniu koincydencji e + n?

32 31/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek CZESTOŚĆ WYSTEPOWANIA Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj jako,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz sto±c wyst powania 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 wzgl du na zdarzenia zasªoni te obªokami gazu i pyªu mi dzygwiezdnego.

33 32/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek SZANSE POWODZENIA Metoda n+cl(gd) n & e + detekcji E ( ν e) th = 1.8 MeV E ( ν e) th = 1.8 MeV MeV Minimalna ilość zdarzeń [dzień 1 ] Zasięg Super-K 640 pc / 0.2% 2 kpc/ 1.7% Zasięg Hyper-K 2.5 kpc / 2.7% 8 kpc / 35% Gwiazda D [pc] Spalanie Ne Spalanie O Spalanie Si (4 miesiące) (6 miesiecy) (2 dni) Betelgeuse 185 2/dzień 47/dzień 20000/dzień γ 2 Velorum 285 1/dzień 20/dzień 8400/dzień Eta Carina /dzień 0.2/dzień 100/dzień

34 33/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek Langanke et. al. Phys.Rev. C64 (2001) A MOŻE INNE NEUTRINA? Widmo ν e z wychwytu elektronu przy spalaniu Si w shell-u

35 34/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek Neutrinos&Arms Control Workshop 5-7 Feb 2004, University of Hawaii, Manoa. kamland/nacw/post/markvagins/snwarning.pdf The 5th Workshop on Neutrino Oscillations and their Origin (NOON2004), Tokyo, Japan. Long-Baseline Neutrino Oscillation Newsletters,