Quale oggetto nell'universo è più opaco per i neutrini?

Ho avuto questo pensiero, e la mia prima ipotesi è stata "alta densità = un sacco di assorbimento, quindi immagino che siano stelle di neutroni", ma questa domanda di Physics.se su questo ha una grande risposta che copre perché non è corretto.

Quindi quale oggetto assorbirà la più alta frazione di neutrini che lo attraversano, o almeno sarà un buon candidato? Sentiti libero di assumere un certo intervallo di energia di neutrini. Escludere i buchi neri perché assorbono semplicemente tutto e non è così interessante.

... Quindi quale oggetto assorbirà la più alta frazione di neutrini che lo attraversano, o almeno sarà un buon candidato? Sentiti libero di assumere un certo intervallo di energia di neutrini. Escludere i buchi neri perché assorbono semplicemente tutto e non è così interessante.

I neutrini hanno tra le masse più piccole e viaggiano quasi alla velocità della luce , questa proprietà, insieme alla loro debole interazione, consente loro di viaggiare attraverso tutti gli oggetti tranne quelli più densi.

Hai chiesto una risposta che escluda l'intrappolamento per gravità, anche gli oggetti ridicolmente lunghi dovrebbero essere esclusi. Ciò lascia oggetti di dimensioni ragionevoli (esistenti) di estrema densità.

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Questa fase è caratterizzata da un iniziale aumento della temperatura PNS quando l'energia di degenerazione dei neutrini viene trasferita sulla materia e l'inviluppo PNS si contrae rapidamente, quindi da una generale deleptonizzazione e raffreddamento. Dopo decine di secondi, la temperatura si abbassa e i neutrini significano che il percorso libero è maggiore del raggio stellare. La PNS diventa trasparente per i neutrini e nasce una stella di neutroni "matura".

La creazione di una stella di neutroni proto è spiegata in " Emissione di neutrini dalle supernovae " (28 febbraio 2017), di H.-Th. Janka. Ha questa semplice illustrazione a pagina 4:

_{$\alpha$$v_e$$\dot{M}$$v$), che si diffonde dal nucleo super-nucleare denso e caldo per decine di secondi. (Figura adattata da Burrows, 1990b)}

$v$

Testo a pagina 2:

"... [Un sacco di informazioni interessanti] ... [citazione più breve possibile] ... Con possibili dispersioni di neutrini di neutrini da nuclei e nucleoni liberi, è stato riconosciuto che i neutrini di elettroni , , prodotti da elettroni catturano può sfuggire liberamente solo all'inizio del collasso del nucleo stellare (che inizia con una densità intorno a 10 g cm ), ma rimanere intrappolato per essere trasportato verso l'interno con il plasma stellare in caduta quando la densità supera alcune volte 10 g cm$ν_e$$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. In questo momento l'implosione ha accelerato così tanto che la scala del tempo di collasso rimanente diventa più corta della scala del tempo di diffusione verso l'esterno dei neutrini, che aumenta quando le dispersioni diventano sempre più frequenti con l'aumentare della densità. Poco dopo, in genere intorno a 10 g cm , i neutrini elettronici si equilibrano con il plasma stellare e riempiono il loro spazio delle fasi per formare un gas Fermi degenerato. Durante il collasso rimanente fino alla densità di saturazione nucleare (circa 2,7 × 10 g cm$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) e l'incomprimibilità della materia nucleonica dovuta alla parte repulsiva della forza nucleare consente la formazione di una stella di neutroni, l'entropia e il numero di leptone (elettroni più neutrini di elettroni) del gas in caduta (plasma stellare più neutrini intrappolati ) rimangono sostanzialmente costanti. Dal momento che il cambiamento dell'entropia da parte degli elettroni cattura e fino a quando l'intrappolamento è modesto, è diventato chiaro che il collasso di un nucleo stellare procede in modo quasi adiabatico (per una recensione, vedi Bethe, 1990). La stella proto-neutronica, vale a dire l'oggetto predecessore caldo, in accumulo di massa, ancora ricco di protoni e leptoni della stella di neutroni finale, con le sue densità super-nucleari e temperature estreme fino a diversi 10 K ( corrispondente a diversi 10 MeV) è$ν_e$$^{11}$altamente opaco per tutti i tipi di neutrini (attivi) e antineutrini . I neutrini, una volta generati in questo ambiente estremo, vengono frequentemente riassorbiti, riemessi e dispersi prima che possano raggiungere strati semitrasparenti vicino alla "superficie" della stella proto-neutronica, che è caratterizzata da un declino essenzialmente esponenziale di la densità su diversi ordini di grandezza. Prima che si separino definitivamente dal mezzo stellare molto al di sopra di questa regione e fuggano, i neutrini hanno sperimentato miliardi di interazioni in media. Il periodo di tempo durante il quale la stella di neutroni nascente è in grado di rilasciare neutrini con elevata luminosità fino a quando la sua energia di legame gravitazionale (Eq. 1) viene irradiata via dura quindi molti secondi (Burrows and Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ".

Nello studio " Osservare le curve luminose del Neutrino supernova con Super-Kamiokande: numero di eventi previsti oltre 10 s " (22 agosto 2019) di Yudai Suwa, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Koshio, Masamitsu Mori e Roger A Wendell hanno studiato le proprietà dei neutrini osservabili da Super-Kamiokande fino a 20 s dopo il rimbalzo usando il database di Nakazato et al. (2013). Include questo testo e la relativa grafica:

Pagina 4:

"Mentre le simulazioni dell'idrodinamica delle radiazioni di neutrini (RHD) spiegano l'emissione di neutrini prima del risveglio dello shock, le curve di luce del neutrino dalle simulazioni di raffreddamento PNS sono ragionevoli per i tempi successivi al risveglio dello shock. Sulla base di queste considerazioni, le curve della luce del neutrino di le fasi precoce e tardiva sono interpolate da una funzione esponenziale che assume il risveglio dello shock a = 100, 200 o 300 ms dopo il rimbalzo. Nella figura 1, viene mostrata una tipica curva della luce del neutrino ottenuta con questa procedura. "$t_{revive}$

Pagina 6:

_{Figura 1. Luminosità dei neutrini (pannelli superiori) ed energie medie (pannelli inferiori) in funzione del tempo dopo il rimbalzo per il modello 13M⊙, Z = 0,02, trevive = 300 ms.}