Jaki obiekt we wszechświecie jest najbardziej nieprzejrzysty dla neutrin?

Miałem tę myśl i moim pierwszym przypuszczeniem było „wysoka gęstość = duża absorpcja, więc myślę, że to gwiazdy neutronowe”, ale to pytanie fizyki o to ma świetną odpowiedź, która obejmuje, dlaczego to jest nieprawidłowe.

Jaki obiekt pochłonie najwyższą część neutrin przechodzących przez niego, a przynajmniej będzie dobrym kandydatem? Przyjmij pewien zakres energii neutrin. Wyklucz czarne dziury, ponieważ pochłaniają wszystko, a to nie jest tak interesujące.

... Więc jaki przedmiot pochłonie największą część neutrin przechodzących przez niego, a przynajmniej będzie dobrym kandydatem? Przyjmij pewien zakres energii neutrin. Wyklucz czarne dziury, ponieważ pochłaniają wszystko, a to nie jest tak interesujące.

Neutrina mają najmniejszą masę i poruszają się z prędkością prawie światła , ta właściwość wraz z ich słabą interakcją pozwala im podróżować przez wszystkie oprócz najgęstszych obiektów.

Poprosiłeś o odpowiedź wykluczającą pułapkę grawitacyjną, absurdalnie długie obiekty również powinny zostać wykluczone. To pozostawia obiekty o rozsądnej wielkości (istniejące) o ekstremalnej gęstości.

$_\odot$

Faza ta charakteryzuje się początkowym wzrostem temperatury PNS, gdy energia degeneracji neutrin jest przenoszona do materii, a otoczka PNS gwałtownie się kurczy, a następnie ogólna deleptonizacja i chłodzenie. Po kilkudziesięciu sekundach temperatura staje się niższa, a neutrina oznaczają, że wolna ścieżka jest większa niż promień gwiezdny. PNS staje się przezroczysty dla neutrin i rodzi się „dojrzała” gwiazda neutronowa.

Tworzenie gwiazdy neutronowej proto zostało wyjaśnione przez H.-Th. w „ Neutrino Emission from Supernovae ” (28 lutego 2017 r.). Janka Ma tę prostą ilustrację na stronie 4:

_{$\alpha$$v_e$$\dot{M}$$v$), które rozpraszają się z gęstego i gorącego jądra nadjądrowego w ciągu dziesiątek sekund. (Rysunek dostosowany z Burrows, 1990b)}

$v$

Tekst na stronie 2:

”... [Dużo ciekawych informacji] ... [najkrótszy quote] ... Z neutralnym bieżących scatterings neutrin poza jądrami i wolnych nukleonów będących możliwe, uznano, że elektron neutrina , , produkowane przez wychwyt elektronu może swobodnie uciec dopiero na początku zapadnięcia się rdzenia gwiezdnego (który zaczyna się przy gęstości około 10 g cm ), ale zostaje uwięziony, aby zostać przeniesionym do wewnątrz z opadającym plazmą gwiezdną, gdy gęstość przekracza kilka razy 10 g cm$ν_e$10 - 3 11 - 3 12 - 3 14 - 3 ν e 11$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. W tym czasie implozja przyspieszyła tak bardzo, że pozostała skala czasu zapadania się staje się krótsza niż zewnętrzna skala czasu dyfuzji neutrin, która wzrasta, gdy rozproszenie staje się coraz częstsze wraz ze wzrostem gęstości. Niedługo potem, zazwyczaj około 10 g cm , neutrina elektronowe równoważą się z plazmą gwiazdową i wypełniają przestrzeń fazową, tworząc zdegenerowany gaz Fermiego. Podczas pozostałego załamania do gęstości nasycenia jądrowego (około 2,7 × 10 g cm$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) zostaje osiągnięty, a nieściśliwość materii nukleonowej spowodowana odpychającą częścią siły jądrowej umożliwia utworzenie gwiazdy neutronowej, entropii i liczby leptonów (elektronów i neutrin elektronowych) gazu miażdżącego (plazma gwiazdowa plus neutrina uwięzione ) pozostają zasadniczo stałe. Ponieważ zmiana entropii przez wychwytywanie elektronów i ucieczkę do pułapkowania jest niewielka, stało się jasne, że zapadanie się rdzenia gwiezdnego przebiega prawie adiabatycznie (przegląd, patrz Bethe, 1990). Gwiazda proto-neutronowa, tj. Gorący, akumulujący masę, wciąż bogaty w protony i lepton poprzednik ostatecznej gwiazdy neutronowej, o gęstości nadjądrowej i ekstremalnych temperaturach do kilku 10 K ( co odpowiada kilku 10 MeV) to$ν_e$$^{11}$wysoce nieprzezroczysty dla wszystkich rodzajów (aktywnych) neutrin i antyneutrin . Neutrina, raz wytworzone w tym ekstremalnym środowisku, są często ponownie absorbowane, ponownie emitowane i rozpraszane, zanim dotrą do półprzezroczystych warstw w pobliżu „powierzchni” gwiazdy proto-neutronowej, która charakteryzuje się zasadniczo wykładniczym spadkiem gęstość ponad kilka rzędów wielkości. Zanim ostatecznie oddzielą się od ośrodka gwiezdnego blisko tego regionu i uciekną, neutrina doświadczyły średnio miliardów interakcji . Okres czasu, w którym powstająca gwiazda neutronowa jest w stanie uwalniać neutrina o wysokiej jasności do momentu wypromieniowania grawitacyjnej energii wiązania (równ. 1), trwa zatem wiele sekund (Burrows and Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ”.

W badaniu „ Obserwowanie krzywych świetlnych Supernova Neutrino za pomocą Super-Kamiokande: oczekiwany numer zdarzenia w ciągu 10 s ” (22 sierpnia 2019 r.) Autorstwa Yudai Suwy, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Koshio, Masamitsu Mori i Roger A Wendell badali właściwości neutrin obserwowane przez Super-Kamiokande do 20 sekund po odbiciu, korzystając z bazy danych Nakazato i in. (2013). Zawiera ten tekst i towarzyszącą mu grafikę:

Page 4:

„Podczas gdy symulacje hydrodynamiki promieniowania neutrinowego (RHD) uwzględniają emisję neutrin przed odrodzeniem wstrząsu, krzywe światła neutrin z symulacji chłodzenia PNS są rozsądne dla czasów po odrodzeniu wstrząsu. Na podstawie tych rozważań krzywe światła neutrin fazy wczesna i późna są interpolowane przez funkcję wykładniczą zakładającą odrodzenie wstrząsu przy = 100, 200 lub 300 ms po odbiciu. Na rycinie 1 pokazano typową krzywą światła neutrin uzyskaną w tej procedurze. ”$t_{revive}$

Page 6:

_{Ryc. 1. Jasności neutrin (górne panele) i średnie energie (dolne panele) w funkcji czasu po odbiciu dla modelu 13M⊙, Z = 0,02, trevive = 300 ms.}