Astronomia neutrinowa XXI wieku
Presupernowe i supernowe typu Ia
Andrzej Odrzywolek
ZTWiA, Uniwersytet Jagielloński, Kraków
Czwartek, 4 października 2012
Kosmos pełen źródeł neutrin!
gwiazdy, w szczególności eksplodujące
obiekty akreujące z centralną czarną dziurą lub gwiazdą
neutronową
gorący gaz międzygalaktyczny
nawet planety (np. Ziemia)
Celem badacza jest klasyfikacja ze względu na:
1
ilość emitowanych neutrin i ich typ
2
widmo energetyczne (średnią energię)
3
odległość i częstość występowania
4
stosunek sygnału do szumu (obserwacja wczoraj staje się tłem
jutro!)
Emisja neutrinowa masywnej gwiazdy
Ewolucja gwiazd dla astronomii neutrinowej
Faza hL
νi E
νtotCzas hE
νi Proces Typ
[erg/s] [erg] [MeV] emisji neutrina
1. H 10
3610
5210
7lat 0.5-1.7 CNO ν
e2. He 10
3110
4910
5lat 0.02 plasma all
3. Chłodzona
neutrinowo 10
38-10
4510
5110 lat 0.5-1.5 pair all
4. Neutroni-
zacja < 10
46? <1 dzień 2-5
−ν
e5. Shock-
breakout 10
5410
5110
−2s 10
−ν
e6. Super- 10
52-10
4810
53∼ 100 s 10-40 – all
Emisja neutrinowa masywnej gwiazdy
Ewolucja gwiazd dla astronomii neutrinowej
Faza hL
νi E
νtotCzas hE
νi Proces Typ
[erg/s] [erg] [MeV] emisji neutrina
1. H 10
3610
5210
7lat 0.5-1.7 CNO ν
e2. He 10
3110
4910
5lat 0.02 plasma all
3. Chłodzona
neutrinowo 10
38-10
4510
5110 lat 0.5-1.5 pair all
4. Neutroni-
zacja < 10
46? <1 dzień 2-5
−ν
e5. Shock-
breakout 10
5410
5110
−2s 10
−ν
e6. Super-
nowa 10
52-10
4810
53∼ 100 s 10-40 – all
Neutrina PRZED i PO kolapsie
Strumień neutrin 100 lat przed supernową
Strumień neutrin 100 lat przed supernową
48
50
52
54 10m 1h 3h 1d 10d 100d 1 yr 10 yr 100 yr
3
4
5
6
7
8
9
log N
Ν@s
-1 D log F
Ν 1 kpc @s
-1 cm
-2 D
15 M Sun H s15 L
Shell Si
burning
Core Si
burning
Coreshell Oxygen
burning
Strumień neutrin 100 lat przed supernową
hE ν i 100 lat wcześniej
0
1
2
3
4
5 1h 3h 1d 10d 100d 1 yr 10 yr 100 yr
10m
Avg . Ν energy @ MeV D
12 M Sun H s12 L
Shell
Si
burning
Core Si
burning
Neutrinowy diagram Kippenhahna
15 M vs 25 M : neutronizacja
Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II
Gwiazda o masie 15 M (s15)
1
spalanie Ne/O (miesiące B.C.)
– detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = 100 . . . 200 pc)
2
spalanie Si w jądrze (8 - 0.5 dni B.C)
– dla gwiazd do 1-2 kpc; ∼0.5% Galaktyki
3
zapłon Si w powłoce ( 14-0.5 godzin B.C.)
– do 10 kpc
4
faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30 - 0 minut B.C)
– ciągłe przejście w supernową
Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II
Gwiazda o masie 15 M (s15)
1
spalanie Ne/O (miesiące B.C.)
– detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = 100 . . . 200 pc)
2
spalanie Si w jądrze (8 - 0.5 dni B.C)
– dla gwiazd do 1-2 kpc; ∼0.5% Galaktyki
3
zapłon Si w powłoce ( 14-0.5 godzin B.C.)
– do 10 kpc
4
faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30 - 0 minut B.C)
– ciągłe przejście w supernową
Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II
Gwiazda o masie 15 M (s15)
1
spalanie Ne/O (miesiące B.C.)
– detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = 100 . . . 200 pc)
2
spalanie Si w jądrze (8 - 0.5 dni B.C)
– dla gwiazd do 1-2 kpc; ∼0.5% Galaktyki
3
zapłon Si w powłoce ( 14-0.5 godzin B.C.)
– do 10 kpc
4
faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30 - 0 minut B.C)
– ciągłe przejście w supernową
Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej typu II
Gwiazda o masie 15 M (s15)
1
spalanie Ne/O (miesiące B.C.)
– detekcja ograniczona do Betelgeuse (d = 100 . . . 200 pc)
2
spalanie Si w jądrze (8 - 0.5 dni B.C)
– dla gwiazd do 1-2 kpc; ∼0.5% Galaktyki
3
zapłon Si w powłoce ( 14-0.5 godzin B.C.)
– do 10 kpc
4
faza prowadząca bezpośrednio do kolapsu (30 - 0 minut B.C)
– ciągłe przejście w supernową
Widmo neutrinowe oraz tło
Widmo neutrinowe oraz tło
Przykład obserwacji: Betelgeuse
Neutrina a supernowa typu Ia
Deflagracja Opóźniona detonacja
Neutrina ν e z konkurujących modeli: deflagracji i DDT
Diagram OMK (ES, E th = 4MeV , events/kt H 2 O)
55
Co
p
56
Ni
56
Co
53Fe
54Co
pair
plasma(T)
49
50
51
52
53
54
55
56
4
5
6
7
8
9
10
11
log
NΝ@s-1Dn7d1r10t15c
log
FΝ1 kpc
@s-1cm
-2D0.1 mHz
1 mHz
0.01 Hz
0.1 Hz
1 Hz
Podsumowanie: co dalej?
1
LBNE: ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)
20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza
2
LAGUNA
prof. A. Zalewska przewodniczącą rady CERN
3
Hyper-Kamiokande (M. Vagins talk PACIFIC 2012)
4
pozanaukowe inicjatywy
Podsumowanie: co dalej?
1
LBNE: ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)
20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza
2
LAGUNA
prof. A. Zalewska przewodniczącą rady CERN
3
Hyper-Kamiokande (M. Vagins talk PACIFIC 2012)
4
pozanaukowe inicjatywy
Podsumowanie: co dalej?
1
LBNE: ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)
20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza
2
LAGUNA
prof. A. Zalewska przewodniczącą rady CERN
3
Hyper-Kamiokande (M. Vagins talk PACIFIC 2012)
4
pozanaukowe inicjatywy
Podsumowanie: co dalej?
1
LBNE: ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)
20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza
2
LAGUNA
prof. A. Zalewska przewodniczącą rady CERN
3
Hyper-Kamiokande (M. Vagins talk PACIFIC 2012)
4
pozanaukowe inicjatywy
Dziękuję za uwagę !
Selected references
Pre-supernova models s15 and s25: Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A., The evolution and explosion of massive stars, Reviews of Modern Physics, 2002 74, 1015-1071
Neutrino spectra Misiaszek, M.; Odrzywolek, A.; Kutschera, M., Neutrino spectrum from the pair-annihilation process in the hot stellar plasma , Physical Review D, 74, 043006.
A. Odrzywolek, Plasmaneutrino spectrum, Eur. Phys. J. C52, 425-434, 2007 A. Odrzywolek, NSE neutrino spectrum, Phys. Rev. C 80, 045801 (2009)
M. Kutschera, A. Odrzywolek, M. Misiaszek, Presupernovae as Powerful Neutrino Sources, Acta Phys. Pol.
B. 40 (2009) 3063 http://th-www.if.uj.edu.pl/acta/vol40/abs/v40p3063.htm
Core-collapse neutrinos νe: Thompson, Todd A.; Burrows, Adam; Pinto, Philip A., Shock Breakout in Core-Collapse Supernovae and Its Neutrino Signature, The Astrophysical Journal, 2003 592 434-456 http://www.astro.princeton.edu/ burrows/tbp/tbp.html
PNS cooling J. A. Pons, J. A. Miralles, M. Prakash and J. M. Lattimer, Evolution of Proto-Neutron Stars with Kaon Condensates, The Astrophysical Journal, 2001 553 382-393
A. Odrzywolek, M. Kutschera, Kaon condensate with trapped neutrinos and high-density symmetry energy behavior, Acta Phys. Polon. B40, 195, 2009 (arXiv:astro-ph/0703686v1)
NS cooling Yakovlev, D. G.; Kaminker, A. D.; Gnedin, O. Y.; Haensel, P. , Neutrino emission from neutron stars, Physics Reports, Volume 354, Issue 1-2, p. 1-155 (2001)
Slajdy dodatkowe
Supernowe i powiązane gwiazdy
Współczesna klasyfikacja supernowych
Typ Implozyjne Termojądrowe
Typ II, Ib/c, L-GRB Ia
Źródło energii grawitacyjna termojądrowa
Energia eksplozji 10 53 erg 10 51 erg
Neutrina 10 53 ergs (99%) 10 49 ergs (1%)
Progenitor Masywna gwiazda
M > 8M biały karzeł
Przykłady SN1987A SN2011fe
Asymetryczna mgławica
Cykle spalania i gwiezdna cebula
Cykle spalania
Start: kurczenie → podgrzanie → zapłon → konwektywne jądro
→ koniec paliwa → GOTO Start
Struktura „cebulowa”
1
H →
4He (ciąg główny, miliony lat)
2 4
He →
12C,
16O (spalanie helu,
czerwony olbrzym, ∼100 tyś. lat)
3 12
C →
16O (spalanie C, setki lat)
4 16
O →
28Si (spalanie O,
miesiące/lata)
5 28
Si → „Fe” (spalanie krzemu,
dni/tygodnie)
6
koniec paliwa, kolaps (odroczony
PSNS
PSNS WWW: http://ribes.if.uj.edu.pl/psns
Masywne gwiazdy
istotny ułamek początkowej masy (ZAMS, Zero Age Main
Sequence ) tracona jest poprzez wiatr gwiazdowy, np: gwiazda
o masie 15 M eksplodując „waży” 12 M
czas życia relatywnie krótki, miliony lat
99,9% czasy spędzone na ciągu głównym, czyli spalaniu helu
via CNO
masywnych gwiazd jest mniej IMF (Initial Mass Function);
Salpeter IMF:
dN
dM ∝ M −α , α = 2.35
gwiazdy o masie powyżej 100 M „wymarły” w Galaktyce
s12 & s15 & s25
1000 10
410
510
610
710
810
946
48
50
52
54 10m 1h 3h 1d 10d 100d 1 yr 10 yr 100 yr
2
3
4
5
6
7
8
9
@ D
log
NΝ@s-1Dlog
FΝ1 kpc
@s-1cm
-2D12 M
SunH s12 L
ΝΜ Νe Νe
s12 & s15 & s25
1000 10
410
510
610
710
810
946
48
50
52
54 10m 1h 3h 1d 10d 100d 1 yr 10 yr 100 yr
2
3
4
5
6
7
8
9
@ D
log
NΝ@s-1Dlog
FΝ1 kpc
@s-1cm
-2D15 M
SunH s15 L
ΝΜ Νe Νe
s12 & s15 & s25
1000 10
410
510
610
710
810
946
48
50
52
54 10m 1h 3h 1d 10d 100d 1 yr 10 yr 100 yr
2
3
4
5
6
7
8
9
@ D
log
NΝ@s-1Dlog
FΝ1 kpc
@s-1cm
-2D25 M
SunH s25 L
ΝΜ Νe Νe
