Vật thể nào trong vũ trụ mờ nhất đối với neutrino?

Tôi đã có suy nghĩ này và suy đoán đầu tiên của tôi là "mật độ cao = rất nhiều sự hấp thụ, vì vậy tôi đoán đó là sao neutron" nhưng câu hỏi vật lý này có một câu trả lời tuyệt vời bao gồm tại sao điều đó không chính xác.

Vậy đối tượng nào sẽ hấp thụ phần lớn neutrino đi qua nó, hoặc ít nhất là một ứng cử viên tốt? Hãy thoải mái giả định một phạm vi năng lượng nhất định của neutrino. Loại trừ các lỗ đen vì chúng chỉ hấp thụ mọi thứ và điều đó không thú vị.

... Vậy đối tượng nào sẽ hấp thụ phần lớn neutrino đi qua nó, hoặc ít nhất là một ứng cử viên tốt? Hãy thoải mái giả định một phạm vi năng lượng nhất định của neutrino. Loại trừ các lỗ đen vì chúng chỉ hấp thụ mọi thứ và điều đó không thú vị.

Neutrino có khối lượng nhỏ nhất và di chuyển với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng , tính chất này, cùng với sự tương tác yếu của chúng cho phép chúng di chuyển qua tất cả các vật thể dày đặc nhất.

Bạn đã yêu cầu một câu trả lời loại trừ bẫy bằng trọng lực, các vật thể dài kỳ cục cũng nên được loại trừ. Điều đó để lại các đối tượng có kích thước hợp lý (hiện tại) có mật độ cực cao.

Nếu ngôi sao của tổ tiên nằm trong phạm vi khối lượng 8 cường25 M thì lõi từ từ co lại thành sao neutron, và do đó nó được gọi là sao proto-neutron (PNS). Một khi nó co lại và trở nên đặc biệt dày đặc, nó trở nên mờ đục đối với neutrino. Nó cũng cần giải phóng một lượng lớn động lượng góc, thông qua phát xạ neutrino, để cân bằng các phương trình trạng thái (EoS). Trong mười phần giây đầu tiên sau khi bật lại lõi, PNS hỗn loạn và chao đảo, nhưng trong hàng chục giây tiếp theo, nó trải qua một sự tiến hóa khác, yên tĩnh hơn (giai đoạn Kelvin-Helmholtz), có thể được mô tả như một chuỗi các cấu hình cân bằng.$_\odot$

Giai đoạn này được đặc trưng bởi sự gia tăng ban đầu của nhiệt độ PNS khi năng lượng thoái hóa neutrino được truyền vào vật chất và vỏ bọc PNS nhanh chóng co lại, sau đó bằng cách khử và làm mát chung. Sau hàng chục giây, nhiệt độ trở nên thấp hơn và neutrino có nghĩa là đường tự do lớn hơn bán kính của sao. PNS trở nên trong suốt đối với neutrino và một ngôi sao neutron của người trưởng thành đã ra đời.

Việc tạo ra một ngôi sao neutron proto được giải thích trong " Phát xạ neutrino từ siêu tân tinh " (ngày 28 tháng 2 năm 2017), bởi H.-Th. Janka. Nó có hình minh họa đơn giản trên trang 4:

_{Hình. 2 Sự tiến hóa của một ngôi sao lớn từ khi bắt đầu sụp đổ lõi sắt thành sao neutron. Tổ tiên đã phát triển một cấu trúc vỏ hành tây điển hình với các lớp yếu tố ngày càng nặng hơn bao quanh lõi sắt ở trung tâm (góc trên bên trái). Giống như một ngôi sao lùn trắng, lõi sắt này (mở rộng ở phía dưới bên trái) được ổn định chủ yếu nhờ áp suất fermion của các electron gần như thoái hóa. Nó trở nên không ổn định về mặt hấp dẫn khi nhiệt độ tăng bắt đầu cho phép phân rã một phần hình ảnh của hạt nhân nhóm sắt thành hạt nhân và hạt nhân. Sự co lại tăng tốc đến sự sụp đổ động do các electron bắt giữ trên các proton bị ràng buộc và tự do, giải phóng neutrino electron ( ), ban đầu thoát ra tự do. Chỉ có$\alpha$$v_e$phân số của một giây sau, sự sụp đổ thảm khốc đã dừng lại vì mật độ vật chất hạt nhân đạt được và một ngôi sao proto-neutron bắt đầu hình thành . Điều này tạo ra một sóng xung kích mạnh, truyền ra bên ngoài và phá vỡ ngôi sao trong vụ nổ siêu tân tinh ( phía dưới bên phải ). Ngôi sao neutron mới sinh ban đầu rất mở rộng (mở rộng ở góc trên bên phải) và co lại thành một vật thể nhỏ gọn hơn trong khi tích tụ nhiều vật chất hơn (được hình dung bằng tốc độ bồi tụ khối lượng ) trong giây đầu tiên của quá trình tiến hóa. Giai đoạn này cũng như quá trình làm mát và trung hòa hóa tiếp theo của tàn dư nhỏ gọn được thúc đẩy bởi sự phát xạ của neutrino và phản neutrino của tất cả các hương vị (được biểu thị bằng ký hiệu$\dot{M}$$v$), khuếch tán ra khỏi lõi siêu hạt nhân dày đặc và nóng bỏng trong hàng chục giây. (Hình được điều chỉnh từ Burrows, 1990b)}

Lưu ý rằng hình ảnh ở khối dưới bên phải (neutrino).$v$

Văn bản trên trang 2:

"... [Rất nhiều thông tin thú vị] ... [trích dẫn ngắn nhất có thể] ... Với sự phân tán dòng trung tính của neutrino ra khỏi hạt nhân và hạt nhân tự do là có thể, người ta đã nhận ra rằng neutrino electron , , được tạo ra bởi sự bắt giữ electron chỉ có thể thoát tự do khi bắt đầu sụp đổ lõi sao (bắt đầu với mật độ khoảng 10 g cm ), nhưng bị mắc kẹt để được đưa vào trong bằng plasma sao rơi xuống khi mật độ vượt quá vài lần 10 g cm$ν_e$$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. Tại thời điểm này, vụ nổ đã tăng tốc đến mức thang thời gian sụp đổ còn lại trở nên ngắn hơn thang thời gian khuếch tán ra bên ngoài của neutrino, tăng lên khi sự tán xạ ngày càng thường xuyên hơn với mật độ ngày càng tăng. Ngay sau đó, thường là khoảng 10 g cm , neutrino electron cân bằng với plasma sao và lấp đầy không gian pha của chúng để tạo thành khí Fermi thoái hóa. Trong thời gian sụp đổ còn lại cho đến khi mật độ bão hòa hạt nhân (khoảng 2,7 × 10 g cm$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) đạt được, và tính không thể nén của vật chất hạt nhân do phần lực đẩy của lực hạt nhân cho phép hình thành sao neutron, entropy và số lepton (electron cộng với neutrino electron) của khí không liên kết (plasma sao và neutrino bị bẫy ) về cơ bản vẫn không đổi. Kể từ khi thay đổi của entropy bằng bắt giữ electron và thoát cho đến khi bẫy là khiêm tốn, nó trở nên rõ ràng rằng sự sụp đổ của một lõi sao tiến gần đoạn nhiệt (đối với một bài đánh giá, xem Bethe, 1990). Ngôi sao proto-neutron, tức là vật thể tiền thân nóng, tích tụ khối lượng lớn vẫn còn proton và lepton của ngôi sao neutron cuối cùng, với mật độ siêu hạt nhân và nhiệt độ cực cao lên tới vài 10 K ( tương ứng với vài 10 MeV) là$ν_e$$^{11}$rất mờ đối với tất cả các loại neutrino và antineutrino (hoạt động) . Các neutrino, một khi được tạo ra trong môi trường khắc nghiệt này, thường được hấp thụ lại, phát xạ lại và phân tán trước khi chúng có thể chạm tới các lớp bán trong suốt gần bề mặt của ngôi sao của ngôi sao proto-neutron, được đánh dấu bằng sự suy giảm theo cấp số nhân của mật độ trên một số đơn đặt hàng cường độ. Trước khi cuối cùng họ tách ra khỏi môi trường sao ở gần khu vực này và trốn thoát, neutrino đã trải qua hàng tỷ tương tác trung bình. Khoảng thời gian mà sao neutron mới sinh có thể giải phóng neutrino có độ sáng cao cho đến khi năng lượng liên kết hấp dẫn của nó (Eq. 1) bị tỏa ra do đó kéo dài nhiều giây (Burrows và Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ".

Trong nghiên cứu " Quan sát đường cong ánh sáng siêu tân tinh neutrino với Super-Kamiokande: Số sự kiện dự kiến ​​trên 10 giây " (ngày 22 tháng 8 năm 2019) của Yudai Suwa, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Kosh Wendell, họ đã điều tra các thuộc tính neutrino có thể quan sát được bởi Super-Kamiokande cho đến 20 giây sau khi bật lên bằng cơ sở dữ liệu của Nakazato et al. (2013). Nó bao gồm văn bản này và đồ họa đi kèm:

Trang 4:

"Trong khi các mô phỏng thủy động lực học bức xạ neutrino (RHD) giải thích cho sự phát xạ neutrino trước khi hồi sinh sốc, thì các đường cong neutrino từ các mô phỏng làm mát PNS là hợp lý cho các lần sau khi hồi sinh sốc. Trên cơ sở những cân nhắc này, các đường cong ánh sáng neutrino. các pha sớm và muộn được nội suy bởi hàm số mũ giả sử hồi sinh sốc ở = 100, 200 hoặc 300 ms sau khi bật lên. Trong Hình 1, một đường cong ánh sáng neutrino điển hình thu được từ quy trình này được hiển thị. "$t_{revive}$

Trang 6:

_{Hình 1. Độ sáng của neutrino (tấm trên cùng) và năng lượng trung bình (tấm dưới cùng) là một hàm của thời gian sau khi bật lên cho mô hình 13M⊙, Z = 0,02, trevive = 300 ms.}