Welches Objekt im Universum ist für Neutrinos am undurchsichtigsten?

Ich hatte diesen Gedanken und meine erste Vermutung war "hohe Dichte = viel Absorption, also denke ich, es sind Neutronensterne", aber diese physik.se Frage dazu hat eine großartige Antwort, die abdeckt, warum das falsch ist.

Welches Objekt absorbiert also den höchsten Anteil an Neutrinos, die es passieren, oder ist zumindest ein guter Kandidat? Fühlen Sie sich frei, einen bestimmten Energiebereich von Neutrinos anzunehmen. Schwarze Löcher ausschließen, weil sie einfach alles absorbieren und das nicht so interessant ist.

... Welches Objekt absorbiert also den höchsten Anteil an Neutrinos, die es passieren, oder ist zumindest ein guter Kandidat? Fühlen Sie sich frei, einen bestimmten Energiebereich von Neutrinos anzunehmen. Schwarze Löcher ausschließen, weil sie einfach alles absorbieren und das nicht so interessant ist.

Neutrinos haben unter der kleinsten Masse und bewegen sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit . Diese Eigenschaft ermöglicht es ihnen zusammen mit ihrer schwachen Wechselwirkung , sich durch alle außer den dichtesten Objekten zu bewegen.

Sie haben um eine Antwort gebeten, die das Einfangen durch die Schwerkraft ausschließt. Lächerlich lange Objekte sollten ebenfalls ausgeschlossen werden. Dadurch bleiben (vorhandene) Objekte von angemessener Größe mit extremer Dichte übrig.

Befindet sich der Vorläuferstern im Massenbereich von 8–25 M der Kern langsam zu einem Neutronenstern zusammen und wird daher als Protoneutronenstern (PNS) bezeichnet. Sobald es sich zusammenzieht und besonders dicht wird, wird es für Neutrinos undurchsichtig. Es muss auch eine große Menge an Drehimpuls durch Neutrinoemission freigesetzt werden, um die Zustandsgleichungen (EoS) auszugleichen. In den ersten Zehntelsekunden nach dem Core-Bounce ist das PNS turbulent und wackelig, während es in den nächsten zehn Sekunden eine ruhigere, „quasistationäre“ Entwicklung (die Kelvin-Helmholtz-Phase) durchläuft, die beschrieben werden kann als eine Folge von Gleichgewichtskonfigurationen.$_\odot$

Diese Phase ist gekennzeichnet durch einen anfänglichen Anstieg der PNS-Temperatur, wenn die Neutrino-Entartungsenergie auf die Materie übertragen wird und sich die PNS-Hülle schnell zusammenzieht, und dann durch eine allgemeine Deleptonisierung und Abkühlung. Nach zehn Sekunden wird die Temperatur niedriger und der mittlere freie Weg der Neutrinos ist größer als der Sternradius. Das PNS wird für Neutrinos transparent und ein „reifer“ Neutronenstern wird geboren.

Die Entstehung eines Proto-Neutronensterns wird in " Neutrino-Emission aus Supernovae " (28. Februar 2017) von H.-Th. Janka. Es hat diese einfache Abbildung auf Seite 4:

_{Abb. 2 Entwicklung eines massiven Sterns vom Beginn des Eisenkernkollapses zu einem Neutronenstern. Der Vorläufer hat eine typische Zwiebelschalenstruktur mit Schichten immer schwererer Elemente entwickelt, die den Eisenkern in der Mitte (obere linke Ecke) umgeben. Wie ein weißer Zwergstern wird dieser Eisenkern (links unten vergrößert) hauptsächlich durch den Fermionendruck nahezu entarteter Elektronen stabilisiert. Es wird gravitativ instabil, wenn die steigenden Temperaturen eine teilweise Photozersetzung von Kernen der Eisengruppe zu Partikeln und Nukleonen ermöglichen. Die Kontraktion beschleunigt sich zu einem dynamischen Kollaps durch Elektroneneinfang an gebundenen und freien Protonen, wobei Elektronenneutrinos ( ) , die zunächst frei entweichen. Nur$\alpha$$v_e$˙ M vSekundenbruchteile später wird der katastrophale Fall gestoppt, weil die Dichte der Kernmaterie erreicht ist und sich ein Protoneutronenstern zu bilden beginnt . Dies führt zu einer starken Schockwelle, die sich nach außen ausbreitet und den Stern bei einer Supernova-Explosion ( rechts unten ) stört . Der entstehende Neutronenstern ist anfangs sehr ausgedehnt (in der oberen rechten Ecke vergrößert) und zieht sich zu einem kompakteren Objekt zusammen, während in der ersten Sekunde seiner Entwicklung mehr Materie (sichtbar durch die Massenakkretionsrate ) akkumuliert wird. Diese Phase sowie die anschließende Abkühlung und Neutronisierung des kompakten Rests werden durch die Emission von Neutrinos und Antineutrinos aller Geschmacksrichtungen (angezeigt durch das Symbol angetrieben$\dot{M}$$v$), die über mehrere zehn Sekunden aus dem dichten und heißen super-nuklearen Kern diffundieren. (Abbildung aus Burrows, 1990b)}

Beachten Sie, dass das Bild unten rechts (Neutrinos) blockiert .$v$

Text auf Seite 2:

“... [Viele interessante Informationen] ... [kürzest möglichen quote] ... Mit neutralen Strom Streuungen von Neutrinos aus Kernen und freien Nukleonen wobei, wurde erkannt , dass das Elektron - Neutrinos , durch Elektroneneinfang erzeugt kann nur zu Beginn des Kollapses des Sternkerns (der bei einer Dichte um 10 g cm beginnt) frei entweichen , wird jedoch gefangen, um mit dem einfallenden Sternplasma nach innen getragen zu werden, wenn die Dichte erreicht ist überschreitet einige Male 10 g cm$ν_e$$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$. Zu diesem Zeitpunkt hat sich die Implosion so stark beschleunigt, dass die verbleibende Kollapszeitskala kürzer wird als die nach außen gerichtete Diffusionszeitskala der Neutrinos, die zunimmt, wenn Streuungen mit zunehmender Dichte immer häufiger werden. Kurz danach, typischerweise um 10 g cm , äquilibrieren sich die Elektronenneutrinos mit dem Sternplasma und füllen ihren Phasenraum aus, um ein entartetes Fermigas zu bilden. Während des verbleibenden Zusammenbruchs bis zur Kernsättigungsdichte (ca. 2,7 × 10 g cm$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) erreicht ist und die Inkompressibilität der nukleonalen Materie aufgrund des abstoßenden Teils der Kernkraft die Bildung eines Neutronensterns, der Entropie und der Leptonzahl (Elektronen plus Elektronenneutrinos) des einfallenden Gases (Sternplasma plus eingeschlossene Neutrinos) ermöglicht ) bleiben im wesentlichen konstant. Da die Änderung der Entropie durch Elektroneneinfang und Flucht bis zum Einfangen bescheiden ist, wurde klar, dass der Zusammenbruch eines nahezu adiabatisch verläuft (für eine Übersicht siehe Bethe, 1990). Der Protoneutronenstern, dh das heiße, massenakkretierende, noch protonen- und leptonreiche Vorgängerobjekt des endgültigen Neutronensterns, mit seinen super-nuklearen Dichten und extremen Temperaturen von bis zu mehreren 10 K ( entsprechend mehreren 10 MeV) ist$ν_e$$^{11}$Sehr undurchsichtig für alle Arten von (aktiven) Neutrinos und Antineutrinos . Neutrinos, die einmal in dieser extremen Umgebung erzeugt wurden, werden häufig resorbiert, emittiert und gestreut, bevor sie halbtransparente Schichten nahe der „Oberfläche“ des Protoneutronensterns erreichen können, die durch einen im Wesentlichen exponentiellen Rückgang von gekennzeichnet ist die Dichte über mehrere Größenordnungen. Bevor sie sich endgültig über dieser Region vom Sternmedium entkoppeln und entkommen, haben Neutrinos im Durchschnitt Milliarden von Wechselwirkungen erfahren . Der Zeitraum, über den der entstehende Neutronenstern Neutrinos mit hoher Leuchtkraft freisetzen kann, bis seine Gravitationsbindungsenergie (Gleichung 1) abgestrahlt wird, dauert daher viele Sekunden (Burrows and Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). "

In der Studie " Beobachtung von Supernova-Neutrino-Lichtkurven mit Super-Kamiokande: Erwartete Ereigniszahl über 10 s " (22. August 2019) von Yudai Suwa, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Koshio, Masamitsu Mori und Roger A. Wendell untersuchten die von Super-Kamiokande bis 20 s nach dem Abprall beobachtbaren Neutrinoeigenschaften anhand der Datenbank von Nakazato et al. (2013). Es enthält diesen Text und die dazugehörige Grafik:

Seite 4:

"Während die Simulationen der Neutrino-Strahlungs-Hydrodynamik (RHD) die Neutrino-Emission vor der Schock-Wiederbelebung berücksichtigen, sind die Neutrino-Lichtkurven aus den PNS-Kühlungssimulationen für Zeiten nach der Schock-Wiederbelebung angemessen. Auf der Grundlage dieser Überlegungen sind die Neutrino-Lichtkurven von Die frühen und späten Phasen werden durch eine Exponentialfunktion interpoliert, die eine Schockwiederbelebung entweder bei = 100, 200 oder 300 ms nach dem Abprall annimmt . In Fig. 1 ist eine typische Neutrino-Lichtkurve dargestellt, die durch dieses Verfahren erhalten wird. "$t_{revive}$

Seite 6:

_{Abbildung 1. Neutrino-Leuchtdichten (obere Felder) und durchschnittliche Energien (untere Felder) als Funktion der Zeit nach dem Abprall für das Modell 13M⊙, Z = 0,02, Trevive = 300 ms.}