우주에서 어떤 물체가 중성미자에게 가장 불투명합니까?

나는이 생각을 가지고 있었고, 나의 첫번째 추측은 "높은 밀도 = 많은 흡수, 그래서 그것은 중성자 인 것 같아요"이지만 이것에 대한 이 physics.se 질문 은 왜 그것이 틀린지에 대한 큰 답을 가지고 있습니다.

그렇다면 어떤 물체가 그것을 통과하는 중성미자 중 가장 많은 부분을 흡수합니까, 아니면 적어도 좋은 후보입니까? 중성미자의 특정 에너지 범위를 가정하십시오. 블랙홀은 모든 것을 흡수하므로 흥미롭지 않기 때문에 제외하십시오.

... 그렇다면 어떤 물체가 그것을 통과하는 중성미자 중 가장 많은 부분을 흡수합니까, 아니면 적어도 좋은 후보가 될까요? 중성미자의 특정 에너지 범위를 가정하십시오. 블랙홀은 모든 것을 흡수하므로 흥미롭지 않기 때문에 제외하십시오.

뉴트리노는 질량이 가장 작으며 거의 빛의 속도로 이동합니다 .이 특성 은 약한 상호 작용 과 함께 가장 밀집된 물체를 제외한 모든 물체를 통과 할 수 있습니다.

당신은 중력에 의한 포획을 배제하는 대답을 요구했으며, 엄청나게 긴 물체도 배제해야합니다. 그것은 적당한 크기의 (기존의) 물체를 극도로 밀도있게 만듭니다.

선조 별이 질량 범위 8–25 M ⊙ 인 경우, 코어는 천천히 중성자별로 수축하므로이를 핵 자성 별 (PNS)이라고합니다. 그것이 수축하고 특히 조밀 해지면 중성미자에게는 불투명해진다. 또한 중성미자 방출을 통해 EoS ( Equations of State ) 의 균형을 맞추기 위해 막대한 양의 각 운동량을 방출해야합니다 . 코어 바운스 후 첫 10 분의 1 초에 PNS는 난류와 흔들림이 있지만 다음 10 초 동안 더 조용하고 "정상적인"진화 (켈빈-헬름홀츠 단계)를 거칩니다. 일련의 평형 구성으로.$_\odot$

이 단계는 중성미자 축퇴 에너지가 물질로 전달되고 PNS 엔벨로프가 빠르게 수축 된 후 일반적인 탈 에프 톤화 및 냉각에 의해 PNS 온도의 초기 증가를 특징으로한다. 수십 초 후에 온도가 낮아지고 중성미자는 자유 경로가 항성 반경보다 크다는 것을 의미합니다. PNS는 중성미자에게 투명 해지고 "성숙한"중성자 별이 탄생합니다.

프로토 중성자 별의 생성은 H.-Th의 " Supernovae의 Neutrino Emission "(2017 년 2 월 28 일)에 설명되어 있습니다. 얀카 4 페이지에이 간단한 그림이 있습니다.

_{$\alpha$$v_e$$\dot{M}$$v$)는 수십 초에 걸쳐 조밀하고 뜨거운 초핵 핵에서 확산됩니다. (1990 년 Burrows에서 수정 된 수치)}

$v$

2 페이지의 텍스트 :

"... 가능 인 핵과 자유 핵자 오프 중성미자 중성 전류 캐터링하여 [흥미로운 정보를 많이] ... [최단 견적서] ..., 그것은 그 인식 된 전자 중성미자 , 전자 포획 제조, 수 전용 별 코어 붕괴의 시작 자유롭게 탈출 (밀도 아웃 시작 약 10 g cm )하지만 과 내측하여야 갇혀지기의 하강시 농도 별 플라즈마 몇 번 초과 10 g cm$ν_e$10 − 3 11 − 3 12 − 3 14 − 3 ν e 11$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. 이때 파열이 너무 가속화되어 나머지 붕괴 시간 규모는 중성미자의 외부 확산 시간 규모보다 짧아 져 밀도가 증가함에 따라 산란이 점점 더 빈번 해지면 증가합니다. 그 직후, 전형적으로 약 10 g cm , 전자 중성미자는 항성 플라즈마와 평형을 이루고 위상 공간을 채워서 퇴화 페르미 가스를 형성한다. 핵 포화 밀도 (약 2.7 × 10 g cm 까지 남은 붕괴 동안$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$)에 도달하고 핵력의 반발 부분으로 인한 핵 물질의 비압축성으로 인해 유입 가스 (별 플라즈마 플러스 포획 된 중성미자)의 중성자 별, 엔트로피 및 렙톤 수 (전자 + 전자 중성미자)가 형성 될 수 있습니다 )는 본질적으로 일정하게 유지됩니다. 전자 포획에 의한 엔트로피의 변화와 포획이 완만해질 때까지 이스케이프가 발생하기 때문에, 별의 핵 붕괴는 거의 단열 적으로 진행된다는 것이 명백 해졌다 (검토를 위해 Bethe, 1990 참조). 초 중성자 밀도와 최대 10 ~ K 의 극도의 온도를 갖는, 중성자 별, 즉, 최종 중성자 별의 뜨겁고, 질량이 높고, 여전히 양성자 및 렙톤이 풍부한 전임자 물체 몇 개의 10 MeV에 해당)$ν_e$$^{11}$모든 종류의 (활성) 중성미자와 항 뉴트리노에 매우 불투명합니다 . 이 극한 환경에서 한 번 생성 된 뉴트리노는 종종 중성자 별의“표면”근처에 반투명 층에 도달 하기 전에 재 흡수, 재 방출 및 흩어지게 됩니다. 몇 자릿수 이상의 밀도. 그들이이 지역 바로 위의 성 매체에서 분리되어 탈출하기 전에 중성미자는 평균적으로 수십억 건의 상호 작용 을 경험 했다. 초기 중성자 별이 중력 결합 에너지 (식 1)가 방출 될 때까지 높은 광도로 중성미자를 방출 할 수있는 기간은 수초 지속됩니다. (Bourrows and Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ".

연구에서 " 슈퍼 가미 오칸 데로 초신성 중성선 곡선 관찰 : 10 초 이상의 예상 이벤트 수 "(2019 년 8 월 22 일) (유다이 스와, 코스케 스 미요시, 켄이치로 나카 자토, 야스 푸미 타카 히라, 유스케 코시오, 마사 미츠 모리, 로저 A Wendell은 Nakazato 등의 데이터베이스를 사용하여 바운스 후 20 초까지 Super-Kamiokande가 관찰 할 수있는 중성미자 특성을 조사했습니다. (2013). 이 텍스트와 함께 제공되는 그래픽이 포함됩니다.

페이지 4 :

"중성자-방사선 유체 역학 (RHD) 시뮬레이션이 충격 회복 이전의 중성미자 방출을 설명하지만, PNS 냉각 시뮬레이션의 중성미자 광 곡선은 충격적 부흥 후 시간에 적합합니다. 이러한 고려 사항에 기초하여, 바운스 후 = 100, 200 또는 300 ms 에서 충격 리바이벌을 가정 한 초기 및 후기 단계는 지수 함수로 보간 됩니다.$t_{revive}$

6 페이지 :

_{그림 1. 13M⊙, Z = 0.02, trevive = 300 ms 모델에 대한 바운스 후 시간 함수로서 중성미 도 (상단 패널) 및 평균 에너지 (하단 패널).}