400 LAT BEZ EKSPLOZJI

Transkrypt

1 1/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek 400 LAT BEZ EKSPLOZJI SUPERNOWEJ Kiedy nast pna?

2 1/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek 400 LAT BEZ EKSPLOZJI SUPERNOWEJ Kiedy nast pna? 8 pa¹dziernika 1604: kilka osób zaobserwowało gwiazdę jaśniejszą od wszystkich pozostałych 9 pa¹dziernika 1604: J. Brunowski (Praga) po nocnej obserwacji powiadamia Keplera 17 pa¹dziernika 1604: J. Kepler rozpoczyna nieustanne obserwacje listopad 1604: supernowa osiąga jasność Jowisza (-2.5 m ) po czym znika w promieniach Słońca marzec 1606: supernowa niewidoczna gołym okiem

3 2/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek J. Kepler De Stella nova in pede Serpentarii ( Nowa gwiazda u stóp Wężownika )

4 3/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek Captain s log, stardate : Zgodnie ze wcześniejszymi rozkazami Dowództwa Gwiezdnej Floty (...) ostatecznie dotarliśmy do punktu zwrotnego w pobliżu byłej V843 Oph, obecnie 3C358.

5 4/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek

6 5/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek Przez 400 lat:

7 5/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek Droga Mleczna (SN1667? 1680?, Cas A) Przez 400 lat: M31 (SN1885A, S And) LMC (SN1987A)

8 5/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek Droga Mleczna (SN1667? 1680?, Cas A) Przez 400 lat: M83 M31 (SN1885A, S And) LMC (SN1987A) 1923A ( II-P ) 1945B (? ) 1950B (? ) 1957D (? ) 1968L ( II-P) 1983N ( Ib )

9 5/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek Droga Mleczna (SN1667? 1680?, Cas A) Przez 400 lat: M83 M31 (SN1885A, S And) LMC (SN1987A) NGC A ( II-P ) 1945B (? ) 1950B (? ) 1957D (? ) 1968L ( II-P) 1983N ( Ib ) 1917A ( II ) 1939C ( I ) 1948B ( II-P ) 1968D ( II ) 1969P (? ) 1980K ( IIb, II-L ) 2002hh ( II )

10 6/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek Typ Ia Ib Ic IIb II-L(P) Definicja Brak linii wodoru Silne linie wodoru Występowanie Wszystkie typy galaktyk Ramiona spiralne, rejony powstawania gwiazd Częstość wzgl. W Galaktyce Jasność absolutna 30%± 9% 1/200 lat -20 m jednorodna 11%± 6% 1/500 lat -17 m m (-19.5 m ) 59%± 28% 1/100 lat -16 m m (-20 m ) Widmo w maksimum Absorbcja Si II na λ6355 Brak lub b. słabe Si II Silna linia Hα Późne widmo (kilka mieś. po maks.) Pozostałość mgławicowa emisja [FeII]+[FeIII] Shell (Balmer-dominated) Wzbroniona emisja [OI] + [CaII] Shell (Oxygen-rich) Plerion (Crab-like) Pozostałość zwarta Brak Gwiazda neutronowa lub czarna dziura Progenitor Podstawowe źródło energii Akreujący biały karzeł w układzie podwójnym Masywna gwiazda obdarta z H/He Rozpad 56 Ni 6 dni 56 Co 77 dni 56 Fe Źródło energii wybuchu Synteza C/O Fe Strumień neutrin Mechanizm fizyczny Wybuch termoj drowy Kolaps rdzenia Masywna gwiazda

11 7/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek Tylko pozagalaktyczne supernowe (w tym 1987A) Tylko Galaktyczne (gªównie) pozostaªo±ci Dlaczego nie zaobserwowano supernowej?! 1. Supernowe wybuchaªy ale byªy niewidoczne. - Detektory neutrin wiekszosc czasu offline 2.,,Nieudane eksplozje'' 3. Ubogi rejon Galaktyki 4. Fluktuacja statystyczna -Pech? -Czy szczęście? 5. CZY MOŻEMY PRZEWIDZIEĆ WYBUCH SUPERNOWEJ?

12 8/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek EWOLUCJA GWIAZDY 25 M Spalanie T c [MeV ] ρ c [g/cm 3 ] Czas L/L L ν /L H mln lat L He tys. lat C lat Ne roku O mies Si godz Shell Si godz Corecollapse s > 10 20

13 9/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek JASNOŚĆ NEUTRINOWA Etapy spalania w fazie chªodzonej neutrinowo: 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, nieprzypadkowo jest bliska M Ch =1.44 M Energia pochodzi z przegrupowania j der Caªkowita energia jest rz du energii wybuchu supernowej Ia: E = 2M ( E w A ) [foe erg] Wzór Hoyle'a: E = M c 2 /1000 = 2.6 foe SN Ia energia wybuchu (3 s) Pre-SN neutrina (2 dni)

14 10/ lat bez supernowej 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)

15 11/ lat bez supernowej 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

16 12/ lat bez supernowej 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.

17 13/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek

18 14/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek MODEL GALAKTYKI ( Model dysku: ρ N (R, Z) exp ) ( exp Bahcall & Soneira, ApJ 238 (1980) L17 (R 8) 3.5 Z 0.1 ), [kpc]

19 15/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek DETEKCJA ANTYNEUTRIN W WIELKIEJ SKALI Reakcja Reinesa-Cowana (odwrotny rozpad β): ν e + p n + e + KAMLAND (1 kt) BOREXINO (300 t) SNO (1+1.7 kt) SUPER KAMIOKANDE (32 kt) 1 event/kt H 2 O z 1 kpc dziennie HYPERK (0.54 Mt) UNO (0.44 Mt) GADZOOKS! (32 kt) Gigaton Array (1-16 Gt)

20 16/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek GADZOOKS! Dla odwrotnego rozpadu β E th = 1.8 MeV podczas gdy dla wodnych detektorów Czerenkowa E th 4 MeV. ROZWIAZANIE: 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

21 17/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek 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

22 17/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek 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 2 kpc! Betelgeuse 130 pc WR kpc Eta Carina 2.7 kpc

23 18/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek MILITARNE ZNACZENIE ASTROFIZYKI NEUTRINOWEJ Neutrinos and Arms Control Workshop 5-7 February 2004, University of Hawaii

24 18/ lat bez supernowej 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

25 19/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek

26 20/ lat bez supernowej 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, Univ. Hawaii, Neutrino 2004)

27 21/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek SIEĆ OGÓLNOŚWIATOWA 1596 detektorów 10 Mt

28 22/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek ASTRONOMIA NEUTRINOWA ERY GIGATONOWEJ Wariacja strumienia neutrin sªonecznych 0.13%/ dni Supernowa co 20 dni z caªej supergromady Virgo Tªo neutrinowe z kosmologicznych supernowych Spalanie Si 1-20 dni przed kolapsem z caªej 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

29 23/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek A. Odrzywoªek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from neutrino-cooled pre-supernova star, Astroparticle Physics (2004) Neutrinos&Arms Control Workshop 5-7 Feb 2004, University of Hawaii jgl/nacw_summary.html The 5th Workshop on Neutrino Oscillations and their Origin (NOON2004), Tokyo, Japan. M. Vagins, A. Y. Smirnov Neutrino 2004, June 2004, College de France, Paris J. G. Learned, M. Vagins, A. Mirizzi (poster). Long-Baseline Neutrino Oscillation Newsletters,

30 24/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek JASNOŚĆ NEUTRINOWA MASYWNYCH GWIAZD Weaver, Zimmermann and Woosley 1978

31 25/ lat bez supernowej 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. Gwałtowne przyspieszenie ewolucji w obszarze centralnym R km.

32 26/ lat bez supernowej 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

33 27/ lat bez supernowej 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

34 28/ lat bez supernowej 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.

35 29/ lat bez supernowej 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

36 30/ lat bez supernowej 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

37 31/ lat bez supernowej 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 ( ) (E + m e ) E q 2 + 2m e E h 3 c 3 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.

38 32/ lat bez supernowej 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 =

39 33/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek

40 34/ lat bez supernowej 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.

41 35/ lat bez supernowej 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.

42 36/ lat bez supernowej 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 = σ(e)λ Si (E) de = cm 2 E min E min = 1.8 MeV. Reakcja ( ) zachodzi w SK 41/dzie«przy D=1kpc

43 37/ lat bez supernowej 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

44 38/ lat bez supernowej 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?

45 39/ lat bez supernowej 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.

46 40/ lat bez supernowej 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

47 41/ lat bez supernowej A. Odrzywoªek A MOŻE INNE NEUTRINA? Widmo ν e z wychwytu elektronu przy spalaniu Si w shell-u Langanke et. al. Phys.Rev. C64 (2001)