Challenges in Nuclear Astrophysics A.B. Balantekin 5 th Interna*onal - PowerPoint PPT Presentation

Challenges in Nuclear Astrophysics A.B. Balantekin 5 th ¡Interna*onal ¡Conference ¡on ¡

How do you cook elements around us? 126 Stable nuclei Nuclei known Number of Protons 82 to exist Terra Incognita 50 (p , γ ) ( α , n) 28 (p,n) ( α , γ ) 82 20 ( α , p) ( γ , n) (n , γ ) 50 (p , α ) 8 28 ( γ, α ) (n,p) (n , α ) ( γ , p) 20 2 2 8 Number of Neutrons

How do you cook elements around us? BIG BANG He ¡ H ¡ Li ¡ D ¡

How do you cook elements around us? BIG BANG Pop III stars He ¡ (very big and very H ¡ metal poor) Li ¡ D ¡

How do you cook elements around us? They go supernovae He ¡ H ¡ Li ¡

How do you cook elements around us? Ti ¡ O ¡ Mg ¡ C ¡ He ¡ H ¡ Li ¡ Sr ¡ N ¡ D ¡ Ca ¡ Fe ¡ Si ¡

How do you cook elements around us? BIG BANG Pop II stars He ¡ (metal poor) H ¡ Li ¡ D ¡

How do you cook elements around us? BIG BANG Some go supernova, producing U, Eu,Th… via the r-process Pop II stars He ¡ (metal poor) H ¡ Li ¡ AGB stars produce Ba, La, Y,…. via the D ¡ s-process

Let us start with the Sun, the closest star!

“ ...to ¡see ¡into ¡the ¡interior ¡of ¡a ¡ star ¡and ¡thus ¡verify ¡directly ¡the ¡ hypothesis ¡of ¡nuclear ¡energy ¡ Solar Neutrinos: genera5on.. ” ¡ Bahcall ¡an d ¡Davis, ¡1964 ¡ Triumph of nuclear physics

Y ¡ X ¡ SSM assumption: The proto-Sun follows the convective Hayashi track è zero-age Sun is homogeneous, i.e Z initial = Z surface_today Z ¡ Ini*al ¡parameters: ¡Y ini*al , ¡ Z ini*al , ¡solar ¡mixing ¡length ¡ ¡ X+Y+Z=1 ¡ Evolve ¡forward ¡to ¡ today ¡to ¡reproduce ¡ present ¡R ¤ , ¡L ¤ , ¡ and ¡Y surface ¡ Z surface_today is deduced from photospheric absorption lines, which were recently evaluated using 3D methods. Z surface_today obtained using improved methods does not match Z initial of the SSM! New Solar abundances: Asplund et al. (AGS09), (Z/X) ¤ =0.0178 • Grevesse and Sauvel (GS98), (Z/X) ¤ =0.0229 •

This fixes some old puzzles But creates new ones! Sound ¡speed ¡difference ¡ new ¡ AGS09 ¡ old ¡ (low ¡Z) ¡ GS98 ¡ (high ¡Z) ¡ Sun is no longer an “ odd ” star There is mismatch enriched in heavy elements! between the surface and the interior of the Sun! Old 8 B neutrino flux = 4x10 6 cm -2 s -1 New 8 B neutrino flux = 5.31x10 6 cm -2 s -1

SSM Error Budget Source ¡ Percentage ¡Error ¡ Diffusion coefficient of 2.7% SSM Nuclear rates [mainly 9.9% 7 Be(p, γ ) 8 B and 14 N(p, γ ) 15 O] Neutrinos and weak 3.2% interaction (mainly θ 12 ) Other SSM input 0.6% parameters 3 He( α , γ ) 7 Be 14 N( p, γ ) 15 O

7 Be ¡neutrino ¡flux ¡ 8 B ¡neutrino ¡flux ¡ ¡ (10 9 cm -­‑2 s -­‑1 ) ¡ (10 6 ¡cm -­‑2 s -­‑1 ) ¡ CNO Neutrinos are 8 ¡ still not measured! 6 ¡ 6 ¡ 4 ¡ 4 ¡ 2 ¡ 2 ¡ New Solar abundances: old ¡ new ¡ 0 ¡ 0 ¡ Asplund et al. (AGSS09), • GS98 ¡ AGSS09 ¡ Data ¡ GS98 ¡ AGSS09 ¡ Data ¡ (Z/X) ¤ =0.0178 Grevesse and Sauvel Flux ¡ Uncertainty ¡ • Flux ¡ Uncertainty ¡ (GS98), (Z/X) ¤ =0.0229 Drastically different! 17 F ¡neutrino ¡flux ¡ ¡ 15 O ¡Neutrino ¡flux ¡ ¡ Open problem in solar (10 6 ¡cm -­‑2 s -­‑1 ) ¡ (10 8 ¡ cm -­‑2 s -­‑1 ) ¡ physics! 8 ¡ 2.5 ¡ • New Evaluation of the 2 ¡ 6 ¡ nuclear reaction 1.5 ¡ 4 ¡ rates: Adelberger et 1 ¡ al. (2011) 2 ¡ 0.5 ¡ • New solar model 0 ¡ 0 ¡ calculations:Serenelli GS98 ¡ AGSS09 ¡ GS98 ¡ AGSS09 ¡ Flux ¡ Uncertainty ¡ Flux ¡ Uncertainty ¡

3 He( α , γ ) 7 Be The main uncertainty for the Sun and Big- Bang nucleosynthesis

14 N( p, γ ) 15 O The determining reaction for the CNO burning

Big-bang nucleosynthesis Observa*on ¡ Nuclear ¡physics ¡ Coc ¡ 4 ¡ ν ’s ¡

Deuterium D is produced by p+n → d+ γ and destroyed (mainly) by p+d → 3 He + γ Relevant temperature ~70 keV

7 Li 7 Li is the decay product of 7 Be At high η 7 Be is mainly produced by 3 He+ 4 He → 7 Be+ γ It is destroyed by n+ 7 Be → 7 Li +p and at later times by electron capture. Relevant temperature ~60 keV.

BBN ¡Predic5on ¡ Observed ¡value ¡ • ¡ 7 Li produced in the Big-Bang Nucleosynthesis should dominate the observed 7 Li abundance. • In 1982 Spite and Spite observed that low-metallicity halo stars exhibit a plateau of 7 Li abundance indicating its primordial origin. • But WMAP observations imply 2~3 times more 7 Li than that is observed in halo stars!

7 Li needed to be consistent with the microwave photon observations 7 Li observed in old halo stars 7 Li is made in the Early Universe. But still much work needs to be done!

Comparison of Big Bang and Supernovae as Nucleosynthesis Sites Big Bang: Supernovae: N n " % = exp − m n − m p N n >> 1 ' << 1 $ N p N p T # & The Early Universe and Core-collapse Supernovae are isospin mirrors of one another. You can think of them as components of an isospin doublet!

The origin of elements mass fraction Big oldest solar system r-process 10 -3 Bang stars 10 -6 10 -9 10 -12 0 50 0 50 100 0 50 100 150 200 0 50 100 150 200 mass number

r-process nucleosynthesis A > 100 abundance pattern fits Roederer ¡ et ¡al ., ¡Ap. ¡J. ¡Le[. ¡ 747 , ¡L8 ¡(2012) ¡ the solar abundances well.

The origin of elements mass fraction Big oldest solar system r-process 10 -3 Bang stars 10 -6 10 -9 10 -12 0 50 0 50 100 0 50 100 150 200 0 50 100 150 200 mass number supernova neutron star merger entropy velocity Balantekin ¡ et ¡al ., ¡arXiv:1401.6435 ¡[nucl-­‑th] ¡ ¡ Possible sites for the r-process

The origin of elements mass fraction Big oldest solar system r-process 10 -3 Bang stars Neutrinos not only 10 -6 play a crucial role 10 -9 in the dynamics of 10 -12 these sites, but they also control 0 50 0 50 100 0 50 100 150 200 0 50 100 150 200 the value of the mass number electron fraction, supernova neutron star merger the parameter entropy determining the yields of the r- process. velocity Balantekin ¡ et ¡al ., ¡arXiv:1401.6435 ¡[nucl-­‑th] ¡ ¡ Possible sites for the r-process

ORNL/UT ¡ Development of 2D and 3D models for core- collapse supernovae: Complex interplay between turbulence, neutrino physics and thermonuclear reactions. 3D 2D Princeton ¡ Munich ¡

Neutrinos from core-collapse supernovae 50 50 Kamiokande II (PR D38 (1988) 448 IMB (PR D37 (1988) 3361 Baksan (PL B205 (1988) 209) 40 40 • M prog ≥ 8 M sun ⇒ Δ E ≈ 10 53 ergs ≈ gy (MeV) (MeV) 30 30 10 59 MeV ergy 20 20 Ener • 99% of the energy is carried away En by neutrinos and antineutrinos with 10 10 10 ≤ E ν ≤ 30 MeV ⇒ 10 58 neutrinos 0 0 2 4 6 8 10 10 12 12 14 14 Time me of of Event (sec)

Neutrinos dominate the energetics of core-collapse SN Explosion ¡only ¡1% ¡ of ¡total ¡energy ¡ Total optical and kinetic energy = 10 51 ergs Total energy carried by neutrinos = 10 53 ergs 10% ¡of ¡star’s ¡rest ¡ mass ¡ 2 10 km $ ' $ ' 2 E grav ≅ 3 GM ns M ns ≈ 3 × 10 53 ergs & ) & ) 5 R ns 1.4 M sun R ns % ( % ( Neutrino diffusion time, τ ν ~ 2-10 s 2 L ν ≈ GM ns 1 ≈ 4 × 10 51 ergs / s 6 R ns τ ν

For example understanding a core-collapse supernova requires answers to a variety of questions some of which need to be answered by nuclear physics, both theoretically and experimentally. Balantekin ¡and ¡Fuller, ¡Prog. ¡Part. ¡Nucl. ¡Phys. ¡ 71 ¡162 ¡(2013) ¡

Symmetry ¡magazine ¡ If we want to catch a supernova with neutrinos we’d better know what neutrinos do inside a supernova.

For example understanding a core-collapse supernova requires answers to a variety of questions some of which need to be answered by nuclear physics, both theoretically and experimentally. Balantekin ¡and ¡Fuller, ¡Prog. ¡Part. ¡Nucl. ¡Phys. ¡ 71 ¡162 ¡(2013) ¡ N p 1 Y e = = N p + N n 1 + λ p λ n Arcones ¡and ¡Montes ¡

ν Energy released in a core-collapse SN: Δ E ≈ 10 53 ergs ≈ 10 59 MeV ν 99% of this energy is carried away ν by neutrinos and antineutrinos! Proto ¡neutron ¡ ~ 10 58 Neutrinos! star ¡ ν This necessitates including the ν effects of νν interactions! ∑ a † a ∑ ) a † a † aa ( H = 1 − cos θ +          describes neutrino oscillations describes neutrino-neutrino interaction with matter (MSW effect) interactions The second term makes the physics of a neutrino gas in a core-collapse supernova a very interesting many-body problem, driven by weak interactions. Neutrino-neutrino interactions lead to novel collective and emergent effects, such as conserved quantities and interesting features in the neutrino energy spectra (spectral “swaps” or “splits”).