... Entonces, ¿qué objeto absorberá la fracción más alta de neutrinos que lo atraviesan, o al menos será un buen candidato? Siéntase libre de asumir un cierto rango de energía de los neutrinos. Excluya los agujeros negros porque simplemente absorben todo y eso no es tan interesante.
Los neutrinos tienen entre la masa más pequeña y viajan a casi la velocidad de la luz , esta propiedad, junto con su interacción débil, les permite viajar a través de todos los objetos menos los más densos.
Ha pedido una respuesta que excluya la captura por gravedad, también deben excluirse los objetos ridículamente largos . Eso deja objetos de tamaño razonable (existentes) de densidad extrema.
⊙
Esta fase se caracteriza por un aumento inicial de la temperatura de PNS a medida que la energía de degeneración de neutrinos se transfiere a la materia y la envoltura de PNS se contrae rápidamente, y luego por una desptonización y enfriamiento general. Después de decenas de segundos, la temperatura baja y los neutrinos significan que el camino libre es mayor que el radio estelar. El PNS se vuelve transparente para los neutrinos, y nace una estrella de neutrones "madura".
La creación de una estrella de protonutrones se explica en " Emisión de neutrinos de las supernovas " (28 de febrero de 2017), por H.-Th. Janka Tiene esta simple ilustración en la página 4:
αveM˙v), que se difunden desde el núcleo supernuclear denso y caliente durante decenas de segundos. (Figura adaptada de Burrows, 1990b)
v
Texto en la página 2:
"... [Mucha información interesante] ... [la cita más corta posible] ... Con la dispersión de neutrinos en corriente neutra fuera de los núcleos y los nucleones libres posibles, se reconoció que los neutrinos de electrones , , producidos por las capturas de electrones puede escapar libremente solo al comienzo del colapso del núcleo estelar (que comienza a una densidad de alrededor de 10 g cm ), pero queda atrapado para ser transportado hacia adentro con el plasma estelar en caída cuando la densidad excede algunas veces 10 g cmνe10−311−3. En este momento, la implosión se ha acelerado tanto que la escala de tiempo de colapso restante se vuelve más corta que la escala de tiempo de difusión externa de los neutrinos, que aumenta cuando las dispersiones se vuelven cada vez más frecuentes con la densidad creciente. Poco después, típicamente alrededor de 10 g cm , los neutrinos de electrones se equilibran con el plasma estelar y llenan su espacio de fase para formar un gas Fermi degenerado. Durante el colapso restante hasta la densidad de saturación nuclear (aproximadamente 2.7 × 10 g cm12−314−3), y la incompresibilidad de la materia nucleónica debido a la parte repulsiva de la fuerza nuclear permite la formación de una estrella de neutrones, la entropía y el número de leptones (electrones más neutrinos electrónicos) del gas que cae (plasma estelar más neutrinos atrapados) ) permanecen esencialmente constantes. Dado que el cambio de la entropía por captura de electrones y escapar hasta que la captura es modesta, quedó claro que el colapso de un núcleo estelar se produce casi adiabáticamente (para una revisión, ver Bethe, 1990). La estrella proto-neutrónica, es decir, el objeto predecesor caliente, que aumenta la masa, todavía rico en protones y leptones de la estrella de neutrones final, con sus densidades supernucleares y temperaturas extremas de hasta 10 K ( correspondiente a varios 10 MeV) esνe11altamente opaco a todo tipo de neutrinos y antineutrinos (activos) . Los neutrinos, una vez generados en este entorno extremo, con frecuencia son reabsorbidos, reemitidos y dispersados antes de que puedan alcanzar capas semitransparentes cerca de la "superficie" de la estrella proto-neutrónica, que está marcada por una disminución esencialmente exponencial de La densidad en varios órdenes de magnitud. Antes de que finalmente se desacoplen del medio estelar muy por encima de esta región y escapen, los neutrinos han experimentado miles de millones de interacciones en promedio. El período de tiempo durante el cual la estrella de neutrones naciente puede liberar neutrinos con altas luminosidades hasta que su energía de unión gravitacional (Ec. 1) se irradia, por lo que dura muchos segundos. (Burrows y Lattimer, 1986; Burrows, 1990a) ".
En el estudio " Observando las curvas de luz de neutrinos de supernova con Super-Kamiokande: número de evento esperado durante 10 s " (22 de agosto de 2019) por Yudai Suwa, Kohsuke Sumiyoshi, Ken'ichirō Nakazato, Yasufumi Takahira, Yusuke Koshio, Masamitsu Mori y Roger A Wendell investigaron las propiedades de neutrinos observables por Super-Kamiokande hasta 20 s después del rebote utilizando la base de datos de Nakazato et al. (2013) Incluye este texto y el gráfico que lo acompaña:
Página 4:
"Si bien las simulaciones de hidrodinámica de radiación de neutrinos (RHD) representan la emisión de neutrinos antes del reactivación del choque, las curvas de luz de neutrino de las simulaciones de enfriamiento del PNS son razonables para los tiempos posteriores al reavivamiento del choque. Sobre la base de estas consideraciones, las curvas de luz de neutrino de las fases temprana y tardía se interpolan mediante una función exponencial que supone la reactivación del choque en = 100, 200 o 300 ms después del rebote. En la Figura 1, se muestra una curva de luz de neutrinos típica obtenida por este procedimiento ".trevive
Page 6:
Figura 1. Luminosidades de neutrinos (paneles superiores) y energías promedio (paneles inferiores) en función del tiempo después del rebote para el modelo 13M⊙, Z = 0.02, trevive = 300 ms.