PROGNOZOWANIE SUPERNOWYCH TYPU II

1/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROGNOZOWANIE SUPERNOWYCH TYPU II Eta Carina 2.7 kpc γ 2 Velorum 285 pc Betelgeuse 185 pc A. Odrzywoªek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from neutrino-cooled pre-supernova star, Astroparticle Physics (w druku) http://dx.doi.org/10.1016/j.astropartphys.2004.02.002 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

2/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek JASNOŚĆ NEUTRINOWA MASYWNYCH GWIAZD Weaver, Zimmermann and Woosley 1978 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

3/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A.

3/20 Prognozowanie supernowych typu II 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) < 10 000 km/s).

3/20 Prognozowanie supernowych typu II 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) < 10 000 km/s). Zamrożenie stanu gwiazdy z punktu widzenia obserwacji optycznych: τ K H 10 000 lat dla powłoki wodorowej R 10... 100 mln km.

3/20 Prognozowanie supernowych typu II 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) < 10 000 km/s). Zamrożenie stanu gwiazdy z punktu widzenia obserwacji optycznych: τ K H 10 000 lat dla powłoki wodorowej R 10... 100 mln km. Gwałtowne przyspieszenie ewolucji w obszarze centralnym R 10 000 km. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

4/20 Prognozowanie supernowych typu II 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) 129-131) Słońce Pre-supernowa 20 M Czas życia 10 10 lat 300 lat Jasność L 10 5 L Jasność ν 0.02 L 10 12 L Typowa energia ν 0.3 MeV 0.7-2 MeV Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

5/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

6/20 Prognozowanie supernowych typu II 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. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

7/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x

8/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

8/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

8/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

8/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

8/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

8/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

9/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROSTY MODEL EMISJI NEUTRIN Z MASYWNEJ GWIAZDY 1. Materia gwiazdy opisana wartościami temperatury T c i gęstości ρ c w centrum

9/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 + 1

9/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 + 1 3. 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. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

10/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 ± 0.4448, C A = 1 2, p i q są czteropędami, m e masa elektronu, θ W kąt Weinberga sin 2 θ W = 0.2224. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307

11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 1. Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D

11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 1. Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D 2. Przechodzimy do układu środka masy

11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 1. 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

11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 1. 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

11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 1. 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

11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307 1. 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. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

12/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek WIDMO NEUTRIN Z ANIHILACJI Widmo i ±rednia energia ν e Ē νe E νe E ν max e [MeV] [MeV] [MeV] C 0.71 0.74 0.6 Ne 0.97 1.08 0.8 O 1.11 1.25 0.9 Si 1.80 2.10 1.5 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

13/20 Prognozowanie supernowych typu II 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. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

14/20 Prognozowanie supernowych typu II 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. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy?

15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie 0.5-6 MeV.

15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie 0.5-6 MeV. Musi by zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«.

15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie 0.5-6 MeV. Musi by zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«. Eksperyment dzialaj cy nieprzerwanie latami.

15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie 0.5-6 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 = 0.7 10 43 cm 2 E min = 1.8 MeV. Reakcja ( ) zachodzi w SK 41/dzie«przy D=1kpc Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

16/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

16/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

16/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

16/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

17/20 Prognozowanie supernowych typu II 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) 1 1.8 0.5 41 3.0 1.7 22 4.0 2.7 6.5 5.0 3.7 1.2 SK 6.0 4.7 0.2 7.0 5.7 0.0

17/20 Prognozowanie supernowych typu II 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) 1 1.8 0.5 41 3.0 1.7 22 4.0 2.7 6.5 5.0 3.7 1.2 SK 6.0 4.7 0.2 7.0 5.7 0.0 Czy jest mo»liwe obni»enie progu na detekcj pozytonów przy wykorzystaniu koincydencji e + n? Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

18/20 Prognozowanie supernowych typu II 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

18/20 Prognozowanie supernowych typu II 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:

18/20 Prognozowanie supernowych typu II 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)

18/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 40 200 lat

18/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 40 200 lat Symulowana ewolucja Galaktyki: 1 na 10 lat

18/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 40 200 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. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

19/20 Prognozowanie supernowych typu II 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] Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

20/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 + 2.5 MeV Minimalna ilość zdarzeń [dzień 1 ] 100 1 Zasięg Super-K 640 pc / 0.2% 2 kpc/ 1.7% Zasięg Hyper-K 2.5 kpc / 2.7% 8 kpc / 35%

20/20 Prognozowanie supernowych typu II 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 + 2.5 MeV Minimalna ilość zdarzeń [dzień 1 ] 100 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 2700 0.01/dzień 0.2/dzień 100/dzień Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20

21/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek A MOŻE INNE NEUTRINA? Langanke et. al. Phys.Rev. C64 (2001) 055801 Widmo ν e z wychwytu elektronu przy spalaniu Si w shell-u Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda, 2004.04.20