Evrendeki hangi nesne nötrinolara en opaktır?

Bu düşünceye sahiptim ve ilk tahminim "yüksek yoğunluk = çok fazla emilimdi, bu yüzden sanırım bu nötron yıldızları" ama bu fizik .

Peki hangi nesne, içinden geçen nötrinoların en yüksek kısmını emecek ya da en azından iyi bir aday olacak? Nötrinoların belirli bir enerji aralığını varsaymaktan çekinmeyin. Kara delikleri hariç tut çünkü her şeyi emiyorlar ve bu o kadar ilginç değil.

... Öyleyse hangi nesne, içinden geçen nötrinoların en yüksek kısmını emecek ya da en azından iyi bir aday olacak? Nötrinoların belirli bir enerji aralığını varsaymaktan çekinmeyin. Kara delikleri hariç tut çünkü her şeyi emiyorlar ve bu o kadar ilginç değil.

Nötrinolar en küçük kütle ve seyahat arasında var ışığın neredeyse hız bu tesis, birlikte onların zayıf etkileşim tüm aracılığıyla seyahat ama en yoğun nesnelere bunları tanır.

Yerçekimi ile yakalamayı dışlayan bir cevap istediniz, gülünç derecede uzun nesneler de dışlanmalıdır. Bu, aşırı yoğunlukta makul boyutlu (mevcut) nesneler bırakır.

Progenitör yıldız 8–25 M kütle aralığındaysa , çekirdek yavaşça bir nötron yıldızına ve bu nedenle proto-nötron yıldızı (PNS) olarak adlandırılır. Kasıldığında ve özellikle yoğunlaştıktan sonra nötrinolara opak hale gelir. Devlet Denklemlerini (EoS) dengelemek için nötrino emisyonu yoluyla büyük miktarda açısal momentum salınması da gerekir . Çekirdek sıçramadan sonraki ilk on saniyede, PNS çalkantılı ve titrektir, ancak sonraki on saniye boyunca, daha sessiz, “yarı sabit” bir evrime (Kelvin-Helmholtz fazı) girebilir. bir denge konfigürasyonları dizisi olarak.$_\odot$

Bu faz, nötrino dejenerasyon enerjisi maddeye aktarılırken ve PNS zarfı hızla kasıldıkça PNS sıcaklığının başlangıçtaki artışıyla karakterize edilir ve daha sonra genel bir deleptonizasyon ve soğutma ile karakterize edilir. Onlarca saniye sonra sıcaklık düşer ve nötrino ortalama serbest yolu yıldız yarıçapından daha büyüktür. PNS nötrinolara karşı şeffaflaşır ve “olgun” bir nötron yıldızı doğar.

Bir proto nötron yıldızının yaratılması "olarak açıklanmıştır Supernovalar gelen Nötrino Emisyon H.-Th. tarafından," (2017 28 Şubat) Janka. Sayfa 4'te bu basit resme sahiptir:

_{Şekil 2 Büyük bir yıldızın demir çekirdek çöküşünün başlangıcından bir nötron yıldızına dönüşümü. Progenitör, merkezdeki demir çekirdeği (sol üst köşe) çevreleyen giderek daha ağır elementlerin katmanlarıyla tipik bir soğan kabuğu yapısı geliştirdi. Beyaz bir cüce yıldız gibi, bu demir çekirdek (sol alt tarafta genişletilmiş) çoğunlukla neredeyse dejenere elektronların fermantasyon basıncı ile stabilize edilir. Yükselen sıcaklıklar, demir grubu çekirdeklerinin partiküllerine ve nükleonlarına kısmi foto-parçalanmasına izin vermeye başladığında, yerçekimsel olarak kararsız hale gelir . , başlangıçta serbestçe kaçan elektron nötrinolarını ( ) serbest bırakarak, bağlı ve serbest protonlarda elektron yakalamaları ile dinamik bir çöküşe hızlanır . Bir tek$\alpha$$v_e$Saniyenin fraksiyonlar sonra içinde düşme felaket durduruldu çünkü nükleer madde yoğunluğuna ulaşıldığında ve bir proto-nötron yıldızı oluşmaya başlar . Bu, dışarıya doğru hareket eden ve süpernova patlamasında ( sağ alt ) yıldızı bozan güçlü bir şok dalgasına neden olur . Yeni doğan nötron yıldızı başlangıçta çok genişlemiştir (sağ üst köşede büyümüştür ) ve evriminin ilk saniyesi içinde daha fazla madde (kütle toplanma oranı görselleştirilir) biriktirirken daha kompakt bir nesneye büzülür . Bu fazın yanı sıra kompakt kalıntıların müteakip soğutulması ve nötronizasyonu, tüm tatların nötrinolarının ve antinötrinolarının emisyonu tarafından tahrik edilir ( sembolü ile gösterilir)$\dot{M}$$v$), yoğun ve sıcak süper nükleer çekirdekten onlarca saniye boyunca yayılır. (Şekil Burrows'tan uyarlanmıştır, 1990b)}

Sağ alt köşedeki görüntünün (nötrino) bloğuna dikkat edin .$v$

Sayfa 2'deki metin:

“... [Pek çok ilginç bilgi] ... [mümkün olan en kısa alıntı] ... Çekirdeklerden nötrinosların ve serbest nükleonların nötr akım saçılımı mümkün , elektron yakalamaları tarafından üretilen elektron nötrinolarının , , olabilir ancak yıldız çekirdek çökme başlangıçta serbest kaçış (yoğunluğunda başlar yaklaşık 10 g cm ), ancak ile içeri doğru yapılması gereken tuzak almak içinde düşen zaman yoğunluğu yıldız plazma birkaç kez aşar 10 g cm$ν_e$$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. Bu sırada patlama, o kadar çok hızlanmıştır ki, kalan çökme süresi ölçeği, nötrinoların dışa difüzyon zaman ölçeğinden daha kısa hale gelir ve bu da saçılma yoğunluğu arttıkça artar. Kısa bir süre sonra, tipik olarak 10 g cm , elektron nötrinoları yıldız plazması ile dengelenir ve dejenere bir Fermi gazı oluşturmak üzere faz boşluklarını doldurur. Nükleer doygunluk yoğunluğuna kadar kalan çökme sırasında (yaklaşık 2.7 × 10 g cm$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) ulaşılır ve nükleer kuvvetin itici kısmı nedeniyle nükleonik maddenin sıkıştırılamaz olması, bir nötron yıldızının, entropinin ve lepton sayısının (elektronlar artı elektron nötrinolarının) gazın (yıldız plazması ve hapsolmuş nötrinoların) oluşumunu sağlar ) temelde sabit kalır. Entropinin elektron yakalamaları ve kadar mütevazı olduğu için, yıldız çekirdeğinin çöküşünün neredeyse adyabatik bir şekilde ilerlediği netleşti (inceleme için bkz. Bethe, 1990). Proto-nötron yıldızı, yani süper nükleer yoğunlukları ve birkaç 10 K'ye varan aşırı sıcaklıkları ile son nötron yıldızının sıcak, kütle toplayan, hala proton ve lepton açısından zengin öncülü nesnesi ( birkaç 10 MeV'ye karşılık gelir)$ν_e$$^{11}$her türlü (aktif) nötrino ve antineutrino için oldukça opak . Bu aşırı ortamda bir kez üretilen nötrinolar, proto-nötron yıldızının "yüzeyinin" yakınındaki yarı saydam katmanlara ulaşmadan önce sıklıkla emilir, yeniden yayılır ve dağıtılır . birkaç büyüklük derecesi üzerindeki yoğunluk. Sonunda bu bölgenin yukarısındaki yıldız ortamından ayrılıp kaçmadan önce, nötrinolar ortalama milyarlarca etkileşim yaşadı . Yeni doğan nötron yıldızının yerçekimi bağlama enerjisi (Denk. 1) yayılana kadar yüksek parlaklığa sahip nötrinoları serbest bırakabildiği süre bu nedenle birkaç saniye sürer (Burrows ve Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ".

"Çalışmada : 10 sn boyunca Olay Numarası Beklenen Super-Kamiokande ile Süpernova Nötrino Işık Eğrileri Gözlem Yudai Suwa, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Koshio, Masamitsu Mori, ve Roger A (2019 22 Ağustos)" Wendell, Nakazato ve ark. (2013). Bu metni ve beraberindeki grafiği içerir:

Sayfa 4:

"Nötrino-radyasyon hidrodinamik (RHD) simülasyonları şokun yeniden canlanmasından önce nötrino emisyonunu açıklarken, PNS soğutma simülasyonlarından gelen nötrino ışık eğrileri şokun yeniden canlandırılmasından sonraki zamanlar için makuldür. Bu düşünceler temelinde, nötrino ışık eğrileri erken ve geç fazlar, sonra = 100, 200 veya 300 ms'de şok canlanması varsayılan üstel bir fonksiyonla enterpole edilir . Şekil 1'de, bu prosedürle elde edilen tipik bir nötrino ışık eğrisi görüntülenir. "$t_{revive}$

Sayfa 6:

_{Şekil 1. 13M⊙, Z = 0.02, trevive = 300 ms modeli için sıçramadan sonraki zamanın bir fonksiyonu olarak nötrino parlaklıkları (üst paneller) ve ortalama enerjiler (alt paneller).}