Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej

Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej

Andrzej Odrzywolek

ZTWiA, Uniwersytet Jagielloński, Kraków

Piątek, 24 maja 2013

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!)

5 możliwości technologiczne detekcji

6 wagę udanej obserwacji

Supernowe i powiązane gwiazdy

„Współczesna” klasyfikacja supernowych

Typ Implozyjne Termojądrowe

Typ II, Ib/c, L-GRB Ia

Źródło energii grawitacyjna termojądrowa Energia eksplozji 10⁵¹ erg 10⁵¹ erg Neutrina 10⁵³ ergs (99%) 10⁴⁹ ergs (1%) Progenitor Masywna gwiazda

M > 8M biały karzeł

Przykłady SN1987A SN2011fe

Pozostałość

Asymetryczna mgławica +

gwiazda neutronowa lub

Sferyczna mgławica

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

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 4He →¹²C,¹⁶O (spalanie helu, czerwony olbrzym, ∼100 tyś. lat)

3 12C →¹⁶O (spalanie C, setki lat)

4 16O →²⁸Si (spalanie O, miesiące/lata)

5 28Si → „Fe” (spalanie krzemu, dni/tygodnie)

6 koniec paliwa, kolaps (odroczony zwykle o kilka godzin spalaniem Si w powłoce otaczającej jądro)

Fotonowy diagram HR i neutrinowy diagram OMK

Ewolucja gwiazd dla astronomii neutrinowej

Faza hLνi E_ν^tot Czas hEνi Proces Typ

[erg/s] [erg] [MeV] emisji neutrina

1. H 10³⁶ 10⁵² 10⁷lat 0.5-1.7 CNO νe

2. He 10³¹ 10⁴⁹ 10⁵lat 0.02 plasma all

3.Chłodzona

neutrinowo 10³⁸-10⁴⁵ 10⁵¹ 10 lat 0.5-1.5 pair all 4.Neutroni-

zacja < 10⁴⁶ ? <1 dzień 2-5 ⁻ νe

5.Shock-

breakout 10⁵⁴ 10⁵¹ 10⁻²s 10 ⁻ νe

6.Super-

nowa 10⁵²-10⁴⁸ 10⁵³ ∼ 100 s 10-40 – all

7.Gwiazda

neutronowa < 10⁴⁸ < 10⁵¹ 10⁴lat 1 URCA νe, ¯νe

Neutrina PRZED i PO kolapsie

Strumień neutrin 100 lat przed supernową

Strumień neutrin 100 lat przed supernową

1000 10⁴ 10⁵ 10⁶ 10⁷ 10⁸ 10⁹

46 48 50 52

5410m 1h 3h 1d 10d 100d1 yr 10 yr 100 yr

2 3 4 5 6 7 8 9

Time B.C.@secondsD

logNΝ@s-1 D logF͞1kpc@s-1 cm-2 D

15M_SunHs15L

Shell Si burning

Core Si burning

Coreshell Oxygen burning

Strumień neutrin 100 lat przed supernową

hE

i 100 lat wcześniej

1000 10⁴ 10⁵ 10⁶ 10⁷ 10⁸ 10⁹

0 1 2 3 4

5 1h 3h 1d 10d 100d 1 yr 10 yr 100 yr

10m

Time B.C.@secondsD

Avg.Νenergy@MeVD

12M_SunHs12L

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

Zasięg potencjalnej detekcji (15 M

)

Data taken during:

48-24 hours BC 6-3 hours BC Red - GADZOOKS!

300 pc

Green - HK/UNO/Memphys 650 pc

Blue - 10Mt baloon 1.5 kpc

Yellow - Gigaton Array 4 kpc

Zasięg potencjalnej detekcji (15 M

)

Data taken during:

48-24 hours BC 6-3 hours BC Red - GADZOOKS!

2 kpc

Green - HK/UNO/Memphys 4 kpc

Blue - 10Mt baloon 8 kpc

Yellow - Gigaton Array 25 kpc

Podsumowanie: co dalej?

1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)

20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza

2 LAGUNA

3 Hyper-Kamiokande

4 pozanaukowe inicjatywy

Podsumowanie: co dalej?

1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)

20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza

2 LAGUNA

3 Hyper-Kamiokande

4 pozanaukowe inicjatywy

Podsumowanie: co dalej?

1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)

20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza

2 LAGUNA

3 Hyper-Kamiokande

4 pozanaukowe inicjatywy

Podsumowanie: co dalej?

1 LBNE (Long Baseline Neutrino Experiment): ’’back on track’’ (USA, 2012.08.10)

20-25 kt (detektor pod ziemią) → druga faza

2 LAGUNA

3 Hyper-Kamiokande

4 pozanaukowe inicjatywy

Kilka najważniejszych prac

Presupernova neutrinos Odrzywolek, A.; Misiaszek, M.;

Kutschera, M., Astroparticle Physics 21 (2004) 303,

A. Odrzywolek and A. Heger, Acta Physica Polonica B Vol.

41, No. 7, July 2010, page 1611

Neutrino spectra/processes Misiaszek, M.; Odrzywolek, A.;

Kutschera, M., 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

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 ν_e: 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)

A. Odrzywołek, Kiedy eksploduje Betelgeza? (When will the star Betelgeuse explode?), Foton , Numer 109, 15–19, Zima 2009

A. Odrzywołek, Gwiezdna amnezja , Prace Komisji Astrofizyki PAU (ISSN 1732-2677 ), Nr. 13, str. 21-23, 2011

A. Odrzywołek, 400 lat bez eksplozji supernowej. Kiedy nastepna? , Prace Komisji Astrofizyki PAU (ISSN 1732-2677) , 10, 73-136, 2006

PSNS

PSNS WWW: http://ribes.if.uj.edu.pl/psns