(and GR Hydrodynamics) Christian David Ott California Institute of - PowerPoint PPT Presentation

The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse ¡ (and ¡GR ¡Hydrodynamics) Christian ¡David ¡Ott California ¡Institute ¡of ¡Technology C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse

Outline Outline Part ¡1 ¡ (a ¡not ¡so ¡big ¡picture ¡overview) � Core-­‑Collapse ¡Supernova ¡Basics � The ¡Supernova ¡Problem ¡& ¡Supernova ¡Mechanisms Part ¡2 � �������������������������������������������������������� � GR ¡hydrodynamics � GRHydro , ¡the ¡Einstein ¡Toolkit ¡3D ¡hydro ¡code. � GR1D C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 2

For ¡more ¡details... � H. ¡Bethe, ¡ Supernova ¡mechanisms , ¡Rev. ¡Mod. ¡Phys. ¡62:4, ¡1990 � H.-­‑T. ¡Janka, ¡ Conditions ¡for ¡shock ¡revival ¡by ¡neutrino ¡heating ¡in ¡ core-­‑collapse ¡supernovae , ¡A ¡& ¡A, ¡368:527, ¡2001 � H.-­‑T. ¡Janka et ¡al., ¡ Theory ¡of ¡core-­‑collapse ¡supernovae , ¡Physics ¡ Reports ¡442, ¡38 C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 3

Betelgeuse ¡as ¡seen ¡by ¡ the ¡HST, ¡ ¡D ¡ 200 ¡pc Rigel, ¡D ¡ 240 ¡pc

Supernova ¡Explosion Betelgeuse ¡as ¡seen ¡by ¡ the ¡HST, ¡ ¡D ¡ 200 ¡pc Rigel, ¡D ¡ 240 ¡pc SN1987A, ¡LMC, ¡D ¡ 51.4 ¡kpc Progenitor: ¡BSG Sanduleak -­‑69 220a, ¡18 ¡M SUN

Core-­‑Collapse ¡Supernova ¡Rates � Local ¡group ¡of ¡galaxies: ¡V ¡ 30 ¡Mpc 3 � Milky ¡Way, ¡Andromeda ¡(M31), ¡Triangulum (M33) ¡ + ¡ 30 ¡small ¡galaxies/satellite ¡galaxies ¡(incl. ¡SMC ¡& ¡LMC). Compiled ¡from long ¡list ¡of ¡references, e.g. ¡Cappellaro et ¡al., ¡ den ¡Bergh ¡& ¡Tammann. ¡ � Local ¡group: ¡ worst ¡case 1 ¡SN ¡in ¡90 ¡years, ¡best ¡case ¡1 ¡SN ¡in ¡20 ¡years. � Most ¡local ¡group ¡events ¡with ¡ 100 ¡kpc from ¡Earth. � Next ¡jump ¡in ¡rate ¡around M82 ¡at ¡3.5 ¡Mpc. ¡ C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 6

Core-­‑Collapse ¡Supernova ¡Ratees Ando ¡et ¡al. ¡2005 C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 7

Massive ¡Stars ¡and ¡Their ¡Evolution � Mass: ¡ 7 ¡M SUN ������ 130 ¡M SUN . Nuclear ¡Burning: ¡ H -­‑> He -­‑> C/O -­‑> O/Ne/Mg -­‑> Si -­‑> Fe 7 ¡M SUN ¡ < ¡M ¡< ¡ 10 ¡M SUN M ¡> ¡ 10 ¡M SUN M ¡< ¡ 7 ¡M SUN Envelope ejection C-­‑O ¡White ¡Dwarf O-­‑Ne ¡White ¡Dwarf � Key ¡parameters controlling ¡stellar ¡evolution: � Mass (Red Super-­‑ � Metallicity giant ¡) � Binary ¡Interactions � Rotation C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 8

The ¡End ¡of ¡Nuclear ¡Fusion exoergic endoergic C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 9

Hydrostatics ¡of ¡the ¡Iron ¡Core ¡and ¡the ¡Onset ¡of ¡Collapse Ions: Assume ¡pure ¡Fe ¡56 ¡(not ¡quite ¡right, ¡of ¡course) Radiation ¡pressure: Electrons: degenerate ¡and ¡relativistic � c ���� 10 g/cm 3 ������ MeV Y e ����� (in ¡reality: ¡ ¡T ¡lower ¡ and ¡Ye ¡slightly ¡lower) C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 10

Chandrasekhar ¡Mass Maximum ¡mass ¡for ¡a ¡relativistically degenerate ¡object: + ¡GR, ¡thermal, ¡and ¡other ¡corrections. (at ¡Y e = ¡0.5 ¡-­‑> ¡M Ch 1.45 ¡M Sun ) ���� M Ch -­‑> ¡radial ¡instability ¡-­‑> ¡collapse Two ¡ways ¡to ¡get ¡there: � c ���� 10 g/cm 3 (1) Silicon ¡shell ¡burning ¡adding ¡mass ¡to ������ MeV the ¡core. Y e ����� (2) Reduction ¡of ¡Y e . (in ¡reality: ¡ ¡T ¡lower ¡ -­‑> ¡electron ¡capture and ¡Ye ¡slightly ¡lower) C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 11

Electron ¡Capture Simplest ¡case: ¡Capture ¡on ¡free ¡protons, ¡neutrinos ¡escape capture ¡if ¡ At ¡zero ¡T, ¡non-­‑degenerate ¡nucleons: In ¡core ¡collapse: ¡Capture ¡typically ¡at ¡ � e >10 ¡MeV -­‑> ¡excess ¡energy ¡given ¡to ¡ � . ¡ Capture ¡rates: ¡ (see, ¡e.g., ¡ ¡Bethe ¡et ¡al. ¡1979, ¡Bethe ¡1990, ¡Burrows, ¡Reddy ¡& ¡Thompson ¡2006) Complications: � Capture ¡on ¡nuclei ¡more ¡complicated; ¡can ¡be ¡blocked ¡ due ¡to ¡neutron ¡shells ¡filling ¡up. � Pauli ¡blocking ¡of ¡low-­‑energy ¡states, ¡since ¡neutrinos ¡ ��������������������������������� C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 12

Collapse C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 13

More ¡Collapse ¡Physics In ¡collapse, ¡pressure ¡support ¡is ¡reduced ¡by � Photodissociation of ¡heavy ¡nuclei: ¡ 125 ¡MeV/reaction � Electron ¡Capture � Neutrinos ¡stream ¡off ¡almost ¡freely ¡at ¡densities ¡below ¡ 10 12 g/cm 3 . -­‑ �������� deleptonizes ������������������� � Net ¡entropy ¡change ¡is ¡small, ¡ -­‑> ¡ collapse ¡proceeds ¡practically ¡adiabatically. C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 14

More ¡Collapse ¡Physics: ¡Deleptonization Liebendörfer 2005 Y e C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 15

Stellar ¡Collapse: ¡Neutrino ¡Trapping Neutrino ¡Trapping � Collapse ¡phase: ¡Neutrino ¡opacity ¡dominated ¡by ¡coherent ¡ neutrino-­‑nucleus ¡scattering: ¡ Neutrino mean-­‑free ¡path: 3 ¡x ¡10 12 g/cm 3 , ¡diffusion ¡time ¡ � diff >> ¡time ¡between ¡collisions ¡ � For ¡ � � coll -­‑> ¡ neutrinos ¡become ¡trapped ¡in ¡the ¡collapsing ¡core. � Consequences: Detailed ¡simulations: Deleptonization stopped Beta ¡Equilibrium C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 16

Collapse still ¡collapsing... C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 17

Stellar ¡Collapse: ¡Self ¡Similarity Self-­‑Similarity ¡in ¡Stellar ¡Collapse Schematic ¡View ¡of ¡Spherical ¡Collapse Analytic ¡similarity ¡solutions: Goldreich & ¡Weber ¡1980 Yahil & ¡Lattimer 1982 Yahil 1983 � Separation ¡into ¡ homologously (v r) ¡collapsing ¡inner ¡core and ¡ supersonically ¡collapsing ¡outer ¡core . ¡ C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 18

Collapse Still ¡collapsing... ¡is ¡there ¡an ¡end? C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 19

Nuclear ¡EOS The ¡Nuclear ¡Equation ¡of ¡State ¡(EOS) Nuclear ¡Statistical ¡Equilibrium ¡ ( � > ¡10 7 g/cm 3 , ¡T ¡> ¡0.5 ¡MeV) -­‑> ¡P ¡= ¡P( � ,T,Y e ) C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 20

Nuclear ¡EOS The ¡Nuclear ¡Equation ¡of ¡State ¡(EOS) Nuclear ¡Statistical ¡Equilibrium ¡ ( � > ¡10 7 g/cm 3 , ¡T ¡> ¡0.5 ¡MeV) -­‑> ¡P ¡= ¡P( � ,T,Y e ) C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 21

Nuclear ¡EOS The ¡Nuclear ¡Equation ¡of ¡State ¡(EOS) Nuclear ¡Statistical ¡Equilibrium ¡ ( � > ¡10 7 g/cm 3 , ¡T ¡> ¡0.5 ¡MeV) -­‑> ¡P ¡= ¡P( � ,T,Y e ) Something ¡happens near ¡10 14 g/cm 3 ¡ ! C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 22

Nuclear ¡EOS The ¡Nuclear ¡Equation ¡of ¡State ¡(EOS) Nuclear ¡Physics: Nuclear ¡Density: recall: ������������ of ¡the ¡EOS C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 23

Nuclear ¡EOS Nuclear ¡EOS: ¡What ¡happens ¡near ¡ � nuc ? Nuclear ¡Physics: pure ¡ nucleons Nuclear ¡Density: nucleons, ¡alphas, ¡ nuclei recall: ������������ of ¡the ¡EOS � �������� nuc n,p are ¡so ¡close Phase ¡transition ¡from inhomogeneous ¡to ¡ ������������������������������������������������ homogeneous ¡nuclear ¡ in ¡and ¡leads ¡to ¡the ¡stiffening ¡of ¡the ¡EOS matter C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 24

Core ¡Bounce ���������������� nuclear ¡density. ��������� 2.2 ¡M SUN M ¡= ¡M CH,0 + ¡corrections ¡(thermal, ¡GR, ¡etc.) C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 25

Stellar ¡Collapse: ¡Nuclear ¡EOS Collapse ¡and ¡Bounce � Inner ¡Core ¡ reaches ¡ � nuc ����������������������� into ¡still infalling outer ¡core . ¡ C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 26

Core ¡Bounce ¡and ¡Shock ¡Formation C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 27

Stellar ¡Collapse: ¡Bounce Shock ¡Formation Credit: ¡ E. ¡Müller Saas-­‑Fee ¡Lectures ¡1998 Inner Core � Stiffening ¡of ¡EOS ¡leads ¡to ¡sound ¡wave ¡that ¡propagates ¡through ¡ the ¡inner ¡core ¡and ¡steepens ¡to ¡a ¡shock ¡at ¡the ¡sonic ¡point. C. ¡D. ¡Ott ¡-­‑ The ¡Physics ¡of ¡Stellar ¡Collapse 28