... Então, qual objeto absorve a maior fração de neutrinos que passa por ele, ou pelo menos é um bom candidato? Sinta-se livre para assumir uma certa faixa de energia de neutrinos. Exclua os buracos negros porque eles absorvem tudo e isso não é tão interessante.
Os neutrinos têm entre a menor massa e viajam quase à velocidade da luz , essa propriedade, juntamente com sua fraca interação, permite que eles viajem através de todos os objetos, exceto os mais densos.
Você pediu uma resposta que exclua a captura por gravidade; objetos ridiculamente longos também devem ser excluídos. Isso deixa objetos de tamanho razoável (existentes) de extrema densidade.
Se a estrela progenitora estiver na faixa de massa de 8 a 25 M ⊙, o núcleo se contrai lentamente para uma estrela de nêutrons e, portanto, é chamada estrela de proto-nêutron (PNS). Uma vez que se contrai e se torna particularmente denso, torna-se opaco para os neutrinos. Ele também precisa liberar uma quantidade enorme de momento angular, através da emissão de neutrinos, para equilibrar as Equações de Estado (EoS). Nos primeiros décimos de segundos após o ressalto do núcleo, o PNS é turbulento e instável, mas, durante as próximas dezenas de segundos, passa por uma evolução mais quieta e estacionária (a fase Kelvin-Helmholtz), que pode ser descrita como uma sequência de configurações de equilíbrio.⊙
Esta fase é caracterizada por um aumento inicial da temperatura do PNS à medida que a energia de degeneração dos neutrinos é transferida para a matéria e o envelope do PNS se contrai rapidamente e, em seguida, por uma deleptonização e resfriamento gerais. Após dezenas de segundos, a temperatura diminui e os neutrinos significam que o caminho livre é maior que o raio estelar. O PNS se torna transparente para os neutrinos e nasce uma estrela de nêutrons "madura".
A criação de uma estrela proto-nêutron é explicada em " Emissão de neutrinos por supernovas " (28 de fevereiro de 2017), por H.-Th. Janka. Tem esta ilustração simples na página 4:
αveM˙v), que se difundem a partir do núcleo super-nuclear denso e quente por dezenas de segundos. (Figura adaptada de Burrows, 1990b)
v
Texto na página 2:
"... [Muita informação interessante] ... [citação mais curta possível] ... Com a dispersão em corrente neutra de neutrinos dos núcleos e núcleons livres, foi possível reconhecer que os neutrinos de elétrons , , produzidos por captura de elétrons pode escapar livremente apenas no início do colapso do núcleo estelar (que começa em uma densidade em torno de 10 g cm ), mas fica preso para ser carregado para dentro com o plasma estelar em queda quando a densidade excede algumas vezes 10 g cmνe10- 3 11 - 3 12 - 3 14 - 3 ν e 11−311−3. Nesse momento, a implosão acelerou tanto que a escala de tempo de colapso restante se torna mais curta que a escala de tempo de difusão externa dos neutrinos, que aumenta quando as dispersões se tornam cada vez mais frequentes com o aumento da densidade. Logo depois, tipicamente em torno de 10 g cm , os neutrinos de elétrons se equilibram com o plasma estelar e preenchem seu espaço de fase para formar um gás Fermi degenerado. Durante o colapso restante até a densidade de saturação nuclear (cerca de 2,7 × 10 g cm12−314−3) é atingida e a incompressibilidade da matéria nucleônica devido à parte repulsiva da força nuclear permite a formação de uma estrela de nêutrons, a entropia e o número de lepton (elétrons mais neutrinos de elétrons) do gás infalível (plasma estelar mais neutrinos presos) ) permanecem essencialmente constantes. Uma vez que a mudança da entropia por captura de electrões e fuga até aprisionamento é modesto, tornou-se claro que o colapso de um núcleo estelar prossegue quase adiabaticamente (para uma revisão, ver Bethe, 1990). A estrela proto-nêutron, ou seja, o objeto predecessor quente e ainda rico em prótons e leptos da estrela final de nêutrons, com suas densidades supernucleares e temperaturas extremas de até 10 K ( correspondente a vários 10 MeV) éνe11altamente opaco a todos os tipos de neutrinos e antineutrinos (ativos) . Os neutrinos, uma vez gerados neste ambiente extremo, são frequentemente reabsorvidos, reemitidos e espalhados antes que possam atingir camadas semi-transparentes perto da "superfície" da estrela proto-nêutron, marcada por um declínio essencialmente exponencial de a densidade em várias ordens de magnitude. Antes de finalmente se separarem do meio estelar, bem acima dessa região e escaparem, os neutrinos experimentaram bilhões de interações em média. O período de tempo durante o qual a estrela de nêutrons nascente é capaz de liberar neutrinos com altas luminosidades até que sua energia de ligação gravitacional (Eq. 1) seja irradiada, portanto, dura muitos segundos (Burrows e Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ".
No estudo " Observando curvas de luz de supernova neutrina com super-Kamiokande: número esperado de eventos acima de 10 s " (22 de agosto de 2019) por Yudai Suwa, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Koshio, Masamitsu Mori e Roger A Wendell investigaram propriedades de neutrinos observáveis por Super-Kamiokande até 20 s após o salto usando o banco de dados de Nakazato et al. (2013). Inclui este texto e o gráfico a seguir:
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"Enquanto as simulações de hidrodinâmica de radiação de neutrinos (RHD) são responsáveis pela emissão de neutrinos antes do renascimento do choque, as curvas de luz de neutrinos das simulações de resfriamento do PNS são razoáveis por tempos após o renascimento do choque. Com base nessas considerações, as curvas de luz de neutrinos de as fases inicial e tardia são interpoladas por uma função exponencial que pressupõe renascimento do choque em = 100, 200 ou 300 ms após o salto. Na Figura 1, uma curva típica de luz de neutrino obtida por este procedimento é exibida. "trevive
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Figura 1. Luminosidades de neutrinos (painéis superiores) e energias médias (painéis inferiores) em função do tempo após o salto para o modelo 13M⊙, Z = 0,02, trevive = 300 ms.