Який об’єкт у Всесвіті найбільш непрозорий для нейтрино?

У мене була така думка, і першим моїм здогадом було "висока щільність = багато поглинання, тому я гадаю, що це нейтронні зірки", але на це питання Physics.se є чудова відповідь, яка висвітлює, чому це неправильно.

То який об’єкт поглине найвищу частку нейтрино, що проходить через нього, або, принаймні, буде хорошим кандидатом? Не соромтеся приймати певний енергетичний діапазон нейтрино. Виключіть чорні діри, оскільки вони просто поглинають все, і це не так цікаво.

... То який об’єкт поглине найвищу частку нейтрино, що проходить через нього, або, принаймні, буде хорошим кандидатом? Не соромтеся приймати певний енергетичний діапазон нейтрино. Виключіть чорні діри, оскільки вони просто поглинають все, і це не так цікаво.

Нейтрино мають серед найменшої маси і подорожей на майже зі швидкістю світла , це властивість, поряд з їх слабкою взаємодією дозволяє їм подорожувати через все , крім дуже ретельним об'єктів.

Ви попросили відповіді, яка виключає захоплення гравітацією, смішно довгі предмети також повинні бути виключені. Це залишає об'єкти розумного розміру (існуючі) надзвичайної щільності.

Якщо попередня зірка знаходиться в масовому діапазоні 8–25 M ядро повільно скорочується до нейтронної зірки, і тому її називають протонейтронною зіркою (PNS). Як тільки вона стискається і стає особливо щільною, вона стає непрозорою для нейтрино. Також потрібно випустити величезну кількість кутового імпульсу за рахунок випромінювання нейтрино, щоб збалансувати рівняння стану (EoS). У перші десяті секунди після відскоку ядра ПНС буває бурхливим і хитким, але протягом наступних десятків секунд він зазнає більш тихої, «квазістаціонарної» еволюції (фаза Кельвіна-Гельмгольца), яку можна описати як послідовність рівноважних конфігурацій.$_\odot$

Ця фаза характеризується початковим підвищенням температури ПНС, оскільки енергія дегенерації нейтрино передається речовині і оболонка ПНС швидко скорочується, а потім загальною делептонізацією та охолодженням. Через десятки секунд температура стає нижчою, а середнє значення нейтрино у вільному шляху більше, ніж радіус зірки. PNS стає прозорим для нейтрино, і народжується "зріла" нейтронна зірка.

Створення прото-нейтронної зірки пояснено у « Нейтрино викиді із супернових » (28 лютого 2017 р.), Автор H.-Th. Янка. Ця проста ілюстрація на сторінці 4:

_{Рис. 2 Еволюція масивної зірки від початку розпаду залізного ядра до нейтронної зірки. Потомник розробив типову цибулеву оболонку, що має в центрі (лівий верхній кут) шари дедалі важчих елементів, що оточують залізне ядро. Як і біла карликова зірка, це залізне ядро ​​(збільшене в нижній лівій частині) стабілізується здебільшого тиском ферміона майже вироджених електронів. Він стає гравітаційно нестабільним, коли підвищення температури починає забезпечувати частковий фоторозпад ядер групи заліза до частинок і нуклонів. Скорочення прискорюється до динамічного колапсу шляхом захоплення електронів на зв'язаних і вільних протонах, вивільняючи електронні нейтрино ( ), які спочатку вільно виходять. Тільки$\alpha$$v_e$через частку секунди катастрофічне падіння припиняється, оскільки досягається щільність ядерної речовини і починає утворюватися протонейтронна зірка . Це породжує сильну ударну хвилю, яка просувається назовні та порушує зірку при вибуху наднової ( праворуч внизу ). Народжена нейтронна зірка спочатку дуже розширена (збільшена у верхньому правому куті) і стискається до більш компактного об'єкта, при цьому накопичуючи більше речовини (візуалізується за швидкістю наростання маси ) протягом першої секунди своєї еволюції. Ця фаза, а також подальше охолодження та нейтронізація компактного залишку визначаються викидом нейтрино та антинейтрино всіх ароматизаторів (позначено символом$\dot{M}$$v$), які дифундують із щільного та гарячого надядерного ядра протягом десятків секунд. (Малюнок адаптований з Берроуз, 1990b)}

Зауважте, що зображення в нижньому правому куті блокує (нейтрино).$v$

Текст на сторінці 2:

"... [багато цікавої інформації] ... [найкоротша можлива цитата] ... З можливим розсіюванням нейтралів на ядрах та вільних нейтральним струмом було визнано, що нейтрино електронів , , виробляється електронними захопленнями. може вільно вирватися лише на початку колапсу зоряного ядра (який починається з щільності близько 10 г см ), але потрапити в пастку, щоб перенести всередину з зоряною плазмою, що падає, коли щільність перевищує в кілька разів 10 г см$ν_e$$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. У цей час імплозія настільки прискорилася, що залишилася шкала часу колапсу стає коротшою, ніж зовнішня шкала дифузії нейтрино, яка збільшується, коли розсіювання стають все частішими зі збільшенням щільності. Незабаром після цього, як правило, приблизно 10 г см , електронні нейтрино врівноважуються зоряною плазмою і заповнюють свій фазовий простір, утворюючи вироджений газ Фермі. Під час решти обвалення до щільності ядерного насичення (приблизно 2,7 × 10 г см$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) досягнуто, і несжимаемость нуклонічної речовини за рахунок відштовхувальної частини ядерної сили дозволяє утворити нейтронну зірку, ентропію та число лептонів (електронів плюс електронних нейтрино) падаючого газу (зоряна плазма плюс захоплені нейтрино ) залишаються по суті постійними. Оскільки зміна ентропії при захопленні електронів і втеча до захоплення скромними, стало зрозуміло, що розпад зоряного ядра протікає майже адіабатично (огляд див. У Bethe, 1990). Протонейтронна зірка, тобто гарячий, наростаючий масою, ще багатий протоном і лептоном попередник об'єкта кінцевої нейтронної зірки, з її надядерною щільністю та екстремальними температурами до кількох 10 K ( що відповідає декільком 10 МеВ)$ν_e$$^{11}$дуже непрозорий для всіх видів (активних) нейтрино та антинейтрино . Нейтрино, щойно генерується в цьому екстремальному середовищі, часто повторно поглинається, повторно випромінюється та розсипається, перш ніж вони зможуть досягти напівпрозорих шарів біля "поверхні" протонейтронної зірки, що відзначається по суті експоненціальним спадом щільність на кілька порядків. Перш ніж остаточно відірватися від зоряного середовища близько над цим регіоном і втекти, нейтрино пережили мільярди взаємодій в середньому. Період часу, протягом якого народилася нейтронна зірка здатна випускати нейтрино з високою світністю до тих пір, поки її гравітаційна енергія зв’язку (урівень 1) не випромінюється, тому триває багато секунд (Burrows and Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ".

У дослідженні " Спостереження за кривими світла нейтроно Супернової із супер-Каміоканде: число очікуваної події понад 10 с " (22 серпня 2019 року) Юдай Сува, Косуке Сумійосі, Кенічір Наказато, Ясуфумі Такахіра, Юсуке Косіо, Масаміцу Морі та Роджер А У Венделлі вони досліджували властивості нейтрино, які спостерігали Супер-Каміоканде до 20 с після моменту, використовуючи базу даних Nakazato et al. (2013). Він включає цей текст та супровідну графіку:

Сторінка 4:

"У той час як моделювання нейродино-випромінювальної гідродинаміки (РХД) пояснюють випромінювання нейтрино до відродження ударів, криві нейтрино світла з моделювання охолодження ПНС є розумними для часу після пожвавлення удару. На основі цих міркувань криві нейтрино світла рання та пізня фази інтерполюються експоненціальною функцією, яка передбачає відродження удару при відскоку або = 100, 200 або 300 мс. На малюнку 1 показана типова крива нейтрино світла, отримана за цією процедурою ".$t_{revive}$

Сторінка 6:

_{Рисунок 1. Нейтрино світильність (верхня панель) та середня енергія (нижня панель) як функція часу після відмови для моделі 13M⊙, Z = 0,02, тревіве = 300 мс.}