Benda apa di alam semesta yang paling buram terhadap neutrino?

Saya memiliki pemikiran ini, dan tebakan pertama saya adalah "kepadatan tinggi = banyak penyerapan, jadi saya kira itu adalah bintang neutron" tetapi pertanyaan fisika ini. Tentang itu memiliki jawaban yang bagus yang mencakup mengapa itu tidak benar.

Jadi objek apa yang akan menyerap fraksi neutrino tertinggi yang melewatinya, atau setidaknya menjadi kandidat yang baik? Jangan ragu untuk mengasumsikan kisaran energi tertentu dari neutrino. Kecualikan black hole karena mereka hanya menyerap segalanya dan itu tidak menarik.

... Jadi objek apa yang akan menyerap fraksi neutrino tertinggi yang melewatinya, atau setidaknya menjadi kandidat yang baik? Jangan ragu untuk mengasumsikan kisaran energi tertentu dari neutrino. Kecualikan black hole karena mereka hanya menyerap segalanya dan itu tidak menarik.

Neutrino memiliki antara massa terkecil dan perjalanan di hampir kecepatan cahaya , properti ini, bersama dengan mereka interaksi lemah memungkinkan mereka untuk perjalanan melalui semua tapi benda terpadat.

Anda telah meminta jawaban yang tidak termasuk jebakan oleh gravitasi, benda yang sangat panjang juga harus dikecualikan. Itu meninggalkan objek berukuran besar (ada) dengan kepadatan ekstrim.

Jika bintang nenek moyang berada dalam kisaran massa 8-25 M inti perlahan berkontraksi dengan bintang neutron, dan oleh karena itu disebut bintang proto-neutron (PNS). Begitu berkontraksi dan menjadi sangat padat, ia menjadi buram bagi neutrino. Ia juga perlu melepaskan sejumlah besar momentum sudut, melalui emisi neutrino, untuk menyeimbangkan Persamaan Negara (EoS). Dalam sepersepuluh detik pertama setelah bouncing-inti, PNS bergolak dan goyah, tetapi selama puluhan detik berikutnya, ia mengalami evolusi "quasi-stationary" yang lebih tenang (fase Kelvin-Helmholtz), yang dapat dijelaskan sebagai urutan konfigurasi kesetimbangan.$_\odot$

Fase ini ditandai dengan peningkatan awal suhu PNS karena energi degenerasi neutrino ditransfer ke materi dan amplop PNS cepat berkontraksi, dan kemudian oleh deleptonisasi umum dan pendinginan. Setelah puluhan detik, suhu menjadi lebih rendah dan neutrino berarti jalur bebas lebih besar dari jari-jari bintang. PNS menjadi transparan bagi neutrino, dan bintang neutron yang “matang” lahir.

Penciptaan bintang neutron proto dijelaskan dalam " Neutrino Emission from Supernovae " (28 Feb 2017), oleh H.-Th. Janka. Ada ilustrasi sederhana ini di halaman 4:

_{Gambar. 2 Evolusi bintang masif dari permulaan keruntuhan inti-besi menjadi bintang neutron. Progenitor telah mengembangkan struktur cangkang bawang merah khas dengan lapisan elemen yang semakin berat mengelilingi inti besi di tengah (sudut kiri atas). Seperti bintang katai putih, inti besi ini (diperbesar di sisi kiri bawah) sebagian besar distabilkan oleh tekanan fermion dari elektron yang hampir mengalami degenerasi. Ini menjadi tidak stabil secara gravitasi ketika kenaikan suhu mulai memungkinkan untuk foto-disintegrasi sebagian inti kelompok besi menjadi partikel dan nukleon. Kontraksi berakselerasi ke keruntuhan dinamis oleh penangkapan elektron pada proton bebas dan terikat, melepaskan elektron neutrino ( ), yang awalnya lepas dengan bebas. Hanya$\alpha$$v_e$˙ M vsepersekian detik kemudian, jatuhnya katastropik terhenti karena kerapatan materi nuklir tercapai dan bintang proto-neutron mulai terbentuk . Ini menimbulkan gelombang kejut yang kuat yang bergerak ke luar dan mengganggu bintang dalam ledakan supernova ( kanan bawah ). Bintang neutron yang baru lahir pada mulanya sangat panjang (diperbesar di sudut kanan atas), dan berkontraksi ke objek yang lebih padat sambil mengumpulkan lebih banyak materi (divisualisasikan oleh laju akresi massa ) dalam detik pertama evolusinya. Fase ini serta pendinginan dan netralisasi selanjutnya dari sisa-sisa kompak digerakkan oleh emisi neutrino dan antineutrino dari semua rasa (ditunjukkan oleh simbol$\dot{M}$$v$), yang berdifusi keluar dari inti super-nuklir yang padat dan panas selama puluhan detik. (Gambar diadaptasi dari Burrows, 1990b)}

Perhatikan bahwa gambar di blok kanan bawah (neutrino).$v$

Teks di halaman 2:

"... [Banyak informasi menarik] ... [kutipan sesingkat mungkin] ... Dengan hamburan neutrino arus netral dari nuklei dan nukleon bebas menjadi mungkin, diakui bahwa neutrino elektron , , diproduksi oleh tangkapan elektron dapat melarikan diri secara bebas hanya pada awal keruntuhan inti bintang (yang dimulai pada kepadatan sekitar 10 g cm ), tetapi terjebak untuk dibawa ke dalam dengan plasma bintang jatuh saat kerapatan melebihi beberapa kali 10 g cm$ν_e$10 - 3 11 - 3 12 - 3 14 - 3 ν e 11$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. Pada saat ini, ledakan telah semakin cepat sehingga skala waktu runtuh yang tersisa menjadi lebih pendek daripada skala waktu difusi luar dari neutrino, yang meningkat ketika hamburan menjadi semakin sering dengan meningkatnya kepadatan. Tak lama kemudian, biasanya sekitar 10 g cm , elektron neutrino seimbang dengan plasma bintang dan mengisi ruang fase mereka untuk membentuk gas Fermi yang mengalami degenerasi. Selama keruntuhan yang tersisa sampai kepadatan saturasi nuklir (sekitar 2,7 × 10 g cm$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) tercapai, dan ketidakkompresan materi nukleonik karena bagian menjijikkan dari gaya nuklir memungkinkan pembentukan bintang neutron, entropi dan bilangan lepton (elektron plus elektron neutrino) dari gas yang jatuh (stellar plasma ditambah neutrino yang terperangkap) ) tetap pada dasarnya konstan. Karena perubahan entropi dengan menangkap elektron dan melarikan diri sampai perangkap sederhana, menjadi jelas bahwa runtuhnya inti bintang berlanjut hampir adiabatik (untuk review, lihat Bethe, 1990). Bintang proto-neutron, yaitu, benda pendahulunya yang panas, beraksresi massa, masih kaya proton dan lepton dari bintang neutron final, dengan kepadatan super-nuklir dan suhu ekstrem hingga beberapa 10 K ( sesuai dengan beberapa 10 MeV) adalah$ν_e$$^{11}$sangat tembus cahaya untuk semua jenis neutrino dan antineutrino (aktif) . Neutrino, yang pernah dihasilkan dalam lingkungan ekstrem ini, sering diserap kembali, dipancarkan kembali, dan tersebar sebelum mereka dapat mencapai lapisan semi-transparan di dekat "permukaan" bintang proto-neutron, yang ditandai dengan penurunan eson eksponensial pada dasarnya. kepadatan lebih dari beberapa urutan besarnya. Sebelum mereka akhirnya terpisah dari medium bintang yang berada di atas wilayah ini dan melarikan diri, rata-rata neutrino telah mengalami milyaran interaksi . Periode waktu di mana bintang neutron yang baru lahir mampu melepaskan neutrino dengan luminositas tinggi hingga energi pengikatan gravitasinya (Persamaan 1) terpancar menjauh sehingga berlangsung beberapa detik. (Burrows dan Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). "

Dalam studi " Mengamati Kurva Cahaya Supernova Neutrino dengan Super-Kamiokande: Diperkirakan Nomor Kejadian lebih dari 10 detik " (22 Agustus 2019) oleh Yudai Suwa, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Koshio, Masamitsu Mori, dan Roger A Wendell mereka menyelidiki sifat neutrino yang dapat diamati oleh Super-Kamiokande hingga 20 detik setelah bouncing menggunakan database Nakazato et al. (2013). Ini termasuk teks ini dan grafik yang menyertainya:

Halaman 4:

"Sementara simulasi neutrino-radiasi hidrodinamika (RHD) memperhitungkan emisi neutrino sebelum kebangkitan kejutan, kurva cahaya neutrino dari simulasi pendinginan PNS masuk akal untuk beberapa kali setelah kebangkitan kejutan. Atas dasar pertimbangan ini, kurva cahaya neutrino dari fase awal dan akhir diinterpolasi oleh fungsi eksponensial dengan asumsi kebangkitan kejutan pada = 100, 200, atau 300 ms setelah bouncing. Pada Gambar 1, kurva cahaya neutrino khas yang diperoleh dengan prosedur ini ditampilkan. "$t_{revive}$

Halaman 6:

_{Gambar 1. Lumutitas Neutrino (panel atas) dan energi rata-rata (panel bawah) sebagai fungsi waktu setelah terpental untuk model 13M⊙, Z = 0,02, trevive = 300 ms.}