ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery

ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery

Wybrana do prezentacji tematyka:

PRZEWIDYWANIE SUPERNOWYCH

Eta Carina ^{2.7 kpc} WR 104 ^{1.5 kpc} Betelgeuse ^{130 pc}

Mamy dobre ,,medialne’’ określenie, ale co faktycznie robimy?

Co wiadomo (

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 sensowny¹ sposób można to zrobić?

Trzy lata temu taka wiedza nie istniała . . .

1Czyli nie SK przez 100 000 lat . . .

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); γ^∗ → ν + ¯ν

Ratkovic, Dutta, Prakash (2003); γ^∗ → ν + ¯ν, γ^∗ + e⁻ → e⁻ + ν + ¯ν Misiaszek, Odrzywolek, Kutschera (2006) 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

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 × 26000 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

• białe karły

• dyski akrecyjne

• gaz w gromadach galaktyk

PSNS „screenshot”

Typowa struktura pre-supernowej

0 1 2 3 4 5

- 0 , 2 0 , 0 0 , 2 0 , 4 0 , 6 0 , 8

kT, µ [MeV]

M / M s u n

k T µ

1 1 0

1 0^{- 3} 1 0^{- 2} 1 0^{- 1} 1 0⁰

Relativity parameters

M / M s u n v _*

k _{m a x}/^ω₀

k T /^µ

m _t

Widmo w centralnym obszarze gwiazdy

Widmo w jądrze Fe i shell-u ONeMg

1 0^{- 4} 1 0^{- 3} 1 0^{- 2} 1 0^{- 1} 1 0⁰ 1 0¹

1 0^{1 6} 1 0^{1 7} 1 0^{1 8} 1 0^{1 9} 1 0^{2 0} 1 0^{2 1} 1 0^{2 2} 1 0^{2 3} 1 0^{2 4} 1 0^{2 5} 1 0^{2 6}

Number emissivity [MeV-1 cm-3 ] E _ν [ M e V ] C e n t r a l z o n e

p a i r p h o t o p l a s m a - L p l a s m a - T

1 0^{- 4} 1 0^{- 3} 1 0^{- 2} 1 0 ^{- 1} 1 0⁰ 1 0¹

1 0^{1 0} 1 0^{1 1} 1 0^{1 2} 1 0^{1 3} 1 0^{1 4} 1 0^{1 5} 1 0^{1 6} 1 0^{1 7} 1 0^{1 8} 1 0^{1 9} 1 0^{2 0} 1 0^{2 1} 1 0^{2 2} 1 0^{2 3} 1 0^{2 4}

Number emissivity [MeV-1 cm-3 ] E _ν [ M e V ] z o n e 3 2 0

p a i r p h o t o p l a s m a - L p l a s m a - T

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

–10 0 10 20

–20 –10

0 10

0 0.2 0.4 0.6 0.8

1 Jak daleko od Układu Słonecz-

nego sięgamy?

Czerwony → GADZOOKS!

(0.5 kpc)

Żółty → Hyper-Kamiokande, Memphys, UNO (2 kpc)

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)

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