ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery

Transkrypt

1 1/10 ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery Wybrana do prezentacji tematyka: PRZEWIDYWANIE SUPERNOWYCH Eta Carina 2.7 kpc WR kpc Betelgeuse 130 pc Mamy dobre,,medialne określenie, ale co faktycznie robimy?

2 2/10 Co wiadomo (od dawna... ) Tuż przed wybuchem supernowej (kilkaset lat) gwiazda staje się gwiazdą neutrinową: L ν L γ Na ostatnim etapie ewolucji (spalanie Si) z odległości 100 pc będzie jaśniejsza od Słońca przez 1-20 dni. Są takie gwiazdy, np: Betelgeuse. Pytanie jest więc nie CZY ale JAK w sensowny 1 sposób można to zrobić? Trzy lata temu taka wiedza nie istniała... 1 Czyli nie SK przez lat...

3 3/10 Co trzeba policzyć? 1. Jasność neutrinową i energie neutrin: neutrinowy diagram H-R. 2. Widma neutrin dla istotnych procesów (pair, photo, plasma, β) różniczkowe przekroje czynne W zasadzie zrobione w części termicznej Braaten & Segel (1991); Ratkovic, Dutta, Prakash (2003); Misiaszek, Odrzywolek, Kutschera (2006) γ ν + ν γ ν + ν, γ + e e + ν + ν e + e + ν + ν. Zaczynamy częsć słabą : procesy β analog neutrin słonecznych! 3. Obrobka modelu gwiazdy: 1) Woosley & Heger, 2) Chieffi, Limongi & Straniero 3) Nomoto, 4) Meynet & Meader 4. Możliwości obserwacyjne: sygnał w detektorach, czas oczekiwania

4 4/10 PSNS Pre Supernova Neutrino Spectrum (A.Odrzywolek & M.Misiaszek) software do obróbki modeli gwiezdnych C, C++, ROOT, Fortran, MATHEMATICA, Maple typowe dane wejściowe: struktura gwiazdy (700 kb kroków czasowych) Fundamentalne założenie: obliczamy widmo z materii w stanie równowagi termodynamicznej korzystając tylko z kt, µ oraz jej składu chemicznego PSNS poza masywnymi gwiazdami może zostać zastosowany do dowolnego obiektu modelowanego zgodnie z ww. załozeniami: gwiazdy neutronowe dyski akrecyjne białe karły gaz w gromadach galaktyk

5 5/10 PSNS screenshot

6 6/10 Typowa struktura pre-supernowej 0,8 0,6 k T µ k T, µ [M e V ] 0,4 0,2 R e la tiv ity p a ra m e te rs v * 0,0 k m a x /ω 0 k T /µ m t -0, M /M s u n M /M s u n

7 7/10 Widmo w centralnym obszarze gwiazdy

8 8/10 Widmo w jądrze Fe i shell-u ONeMg ] -3 N u m b e r e m is s iv ity [M e V -1 c m C e n tra l z o n e p a ir p h o to p la s m a -L p la s m a -T ] -3 N u m b e r e m is s iv ity [M e V -1 c m z o n e p a ir p h o to p la s m a -L p la s m a -T E ν [M e V ] E ν [M e V ]

9 9/10 Końcowa analiza Obliczamy sygnał w detektorach istniejących i proponowanych Na tej podstawie szacujemy możliwość wyodrębnienia sygnału z tła oraz zasięg obserwacji Korzystając modelu Galaktyki szacujemy prawdopodobieństwo detekcji Jak daleko od Układu Słonecznego sięgamy? Czerwony GADZOOKS! (0.5 kpc) Żółty Hyper-Kamiokande, Memphys, UNO (2 kpc)

10 10/10 Komu zależy na naszych wynikach? Super-Kamiokande i inne kolaboracje (dodatkowy cel) Grupy liczące modele gwiezdne (potencjalne sygnatury, selekcja modeli) Detektory fal grawitacyjnych (ostrzeżenie przed kolapsem) Inne (media, armia, miłośnicy astronomii, bezpieczeństwo planety)

11 11/10 Najbliższe plany Prezentacja nowych wynikow na konferencji 20 years after 1987A (invited speaker A. Odrzywołek) Analiza różnych modeli masywnych gwiazd w zakresie 8 60 M Współpraca z pozostałymi grupami posiadającymi modele pre-supernowych Poszukiwanie sygnatur rotacji itd. Rozpoczęcie prac nad implementacją procesów β w PSNS Ilość możliwych procesów β w pre-supernowej jest gigantyczna, a ich widmo kompletnie nieznane: niepewności sięgające 12 rzedów wielkości (D. Arnett). Droga do przewidywania supernowych ciągle otwarta