ब्रह्मांड में क्या वस्तु न्यूट्रिनो के लिए सबसे अधिक अपारदर्शी है?

Question

मेरे पास यह विचार था, और मेरा पहला अनुमान "उच्च घनत्व = बहुत अधिक अवशोषण था, इसलिए मुझे लगता है कि यह न्यूट्रॉन तारे हैं" लेकिन इस Phys.se प्रश्न के बारे में एक शानदार उत्तर है जो कवर करता है कि यह गलत क्यों है।

तो क्या वस्तु न्युट्रीनो के उच्चतम अंश को इसके माध्यम से पारित करेगी, या कम से कम एक अच्छा उम्मीदवार होगा? न्यूट्रिनों की एक निश्चित ऊर्जा सीमा को मानने के लिए स्वतंत्र महसूस करें। ब्लैक होल को छोड़ दें क्योंकि वे सब कुछ अवशोषित करते हैं और यह उतना दिलचस्प नहीं है।

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न्यूट्रीनो गुरुत्वाकर्षण और कमजोर परमाणु बलों के माध्यम से बातचीत करते हैं, इसलिए, चूंकि हम गुरुत्वाकर्षण को बाहर करते हैं, जो भी उत्तर होगा वह किसी भी तरह कमजोर परमाणु को शामिल करेगा।

— ब्रेयडेन फॉक्स

लेकिन उस उत्तर का भी इस प्रश्न का उत्तर है - यह एक प्रोटो-न्यूट्रॉन तारा है।

— रोब जेफ्रीस

@RobJeffries मैं उस भौतिकी में आपकी आखिरी टिप्पणी से प्यार करता हूं। पोस्ट: "न्युट्रीनो सामान्य परिस्थितियों में रुकने के लिए प्रकाश वर्ष का नेतृत्व करता है।" लामा के लाभ के लिए, यह भी जोर देने योग्य है कि प्रोटॉन-न्यूट्रॉन स्टार के न्यूट्रॉन की अपारदर्शिता बहुत कम समय तक रहती है: रोब के अन्य पोस्ट को उद्धृत करने के लिए "न्यूट्रॉन स्टार कूल के रूप में, जैसे कि न्यूट्रिनो एनर्जी एक एमवी (एक मिनट बाद भी) से नीचे गिरती है ... तो न्यूट्रिनो पारदर्शिता को सुरक्षित रूप से ग्रहण किया जा सकता है। "

— चप्पो

यह ध्यान देने योग्य है कि न्यूट्रिनो अवशोषण ऊर्जा-निर्भर है, और सामग्री अक्सर "रंगीन" होती है जो विभिन्न ऊर्जा न्यूट्रिनो के विभिन्न अंशों को अवशोषित करती है। उदाहरण के लिए, IIRC, "प्रकाश वर्ष का नेतृत्व" आंकड़ा जो अक्सर दिया जाता है, वह केवल कम ऊर्जा वाले न्यूट्रिनो के लिए होता है - बहुत अधिक ऊर्जा वाले न्यूट्रिनो (विडंबना) में बहुत कम मर्मज्ञ शक्ति होती है।

— मार्क ओल्सन

Answer 1

... तो क्या वस्तु न्युट्रीनो के उच्चतम अंश को इसके माध्यम से पारित करेगी, या कम से कम एक अच्छा उम्मीदवार होगा? न्यूट्रिनों की एक निश्चित ऊर्जा सीमा को मानने के लिए स्वतंत्र महसूस करें। ब्लैक होल को छोड़ दें क्योंकि वे सब कुछ अवशोषित करते हैं और यह उतना दिलचस्प नहीं है।

न्यूट्रिनो सबसे छोटे द्रव्यमान के बीच होता है और लगभग प्रकाश की गति से यात्रा करता है , यह संपत्ति, उनके कमजोर संपर्क के साथ उन्हें सभी लेकिन सबसे घनी वस्तुओं के माध्यम से यात्रा करने की अनुमति देता है।

आपने एक जवाब मांगा है जो गुरुत्वाकर्षण द्वारा फंसने को बाहर करता है, हास्यास्पद रूप से लंबी वस्तुओं को भी बाहर रखा जाना चाहिए। यह अत्यधिक घनत्व की उचित आकार (मौजूदा) वस्तुओं को छोड़ देता है।

पूर्वज सितारे बड़े पैमाने पर सीमा 8-25 एम में है, तो ⊙ कोर धीरे-धीरे एक न्यूट्रॉन स्टार के ठेके, और यह इसलिए आद्य न्यूट्रॉन स्टार (पीएन) कहा जाता है। एक बार जब यह सिकुड़ जाता है और विशेष रूप से घना हो जाता है तो यह न्युट्रीनो से अपारदर्शी हो जाता है। न्यूट्रिनो उत्सर्जन के माध्यम से, राज्य के समीकरणों (ईईएस) को संतुलित करने के लिए, कोणीय गति की एक बड़ी मात्रा को जारी करने की भी आवश्यकता होती है । कोर-बाउंस के बाद सेकंड के पहले दसवें हिस्से में, पीएनएस अशांत और लज्जाजनक है, लेकिन अगले दस सेकंड के दौरान, यह अधिक शांत, "क्वैसी-स्थिर" विकास (केल्विन-हेलहोल्ट्ज़ चरण) से गुजरता है, जिसे वर्णित किया जा सकता है संतुलन विन्यास के अनुक्रम के रूप में।$_\odot$

इस चरण में PNS तापमान की प्रारंभिक वृद्धि की विशेषता है, क्योंकि न्यूट्रिनो अध: पतन ऊर्जा पदार्थ में स्थानांतरित हो जाती है और PNS लिफाफा तेजी से अनुबंधित होता है, और फिर एक सामान्य अपक्षयीकरण और शीतलन द्वारा। दसियों सेकंड के बाद, तापमान कम हो जाता है और न्यूट्रिनो का मतलब है कि मुक्त पथ तारकीय त्रिज्या से अधिक है। PNS न्यूट्रिनो के लिए पारदर्शी हो जाता है, और एक "परिपक्व" न्यूट्रॉन स्टार का जन्म होता है।

एक प्रोटो न्यूट्रॉन स्टार के निर्माण को " सुपरनोवा से न्यूट्रिनो एमिशन " (28 फरवरी 2017) में एच। टी। एच। द्वारा समझाया गया है। Janka। पृष्ठ 4 पर इसका सरल चित्रण है:

_{$\alpha$$v_e$$\dot{M}$$v$), जो दसियों सेकंड में घने और गर्म सुपर-परमाणु कोर से फैलता है। (चित्रा बरो से अनुकूलित, 1990 बी)}

$v$

पृष्ठ 2 पर पाठ:

"... [दिलचस्प जानकारी के बहुत सारे] ... [कम से कम संभव उद्धरण] ... न्यूट्रिनों के न्यूट्रिनो के वर्तमान-बिखरने और न्यूक्लियनों के मुक्त होने के कारण, यह माना गया था कि इलेक्ट्रॉन न्यूट्रिनो , , इलेक्ट्रॉन कैप्चर द्वारा निर्मित होता है। केवल तारकीय कोर पतन (जो 10 g सेमी ) के आसपास घनत्व पर शुरू होता है, पर स्वतंत्र रूप से बच सकता है , लेकिन घनत्व के अंदर आने वाले तारकीय प्लाज्मा के साथ आवक होने के लिए फंस जाता है। 10 जी सेमी से कुछ गुना अधिक$ν_e$१० - ३ ११ - ३ १२ - ३ १४ - ३ ν ई ११$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$। इस समय प्रत्यारोपण में इतनी तेजी आई है कि शेष ढहने का समय स्केल न्यूट्रिनो के बाहरी फैलाव समय के पैमाने से कम हो जाता है, जो बढ़ते घनत्व के साथ बिखरने और अधिक होने पर बढ़ता है। कुछ ही समय बाद, आम तौर पर लगभग 10 जी सेमी , इलेक्ट्रॉन न्यूट्रिनो स्टेलर प्लाज्मा के साथ संतुलित हो जाता है और एक अधोगामी फर्मी गैस बनाने के लिए उनके चरण स्थान को भर देता है। परमाणु संतृप्ति घनत्व (लगभग 2.7 × 10 g सेमी तक शेष पतन के दौरान$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$) तक पहुँच जाता है, और परमाणु बल के प्रतिकारक भाग के कारण नाभिकीय पदार्थ की अपूर्णता न्यूट्रॉन स्टार, एन्ट्रोपी गैस (स्टेलर प्लाज्मा प्लस फंसे हुए न्यूट्रीनो) में न्यूट्रॉन स्टार, एन्ट्रापी और लेप्टान संख्या (इलेक्ट्रॉन प्लस इलेक्ट्रॉन न्यूट्रिनो) का निर्माण करने में सक्षम बनाता है। ) अनिवार्य रूप से स्थिर रहते हैं। चूंकि इलेक्ट्रॉन कैप्चर द्वारा एन्ट्रापी का परिवर्तन और तक बच जाता है, इसलिए यह स्पष्ट हो गया कि एक तारकीय कोर का लगभग adiabatically (एक समीक्षा के लिए, बेथ, 1990 देखें)। प्रोटो-न्यूट्रॉन स्टार, अर्थात, गर्म, द्रव्यमान-आवेग, अभी भी प्रोटॉन- और लेप्टान-समृद्ध पूर्ववर्ती वस्तु जो अंतिम न्यूट्रॉन स्टार है, इसके सुपर-परमाणु घनत्व और कई 10 K तक के चरम तापमान के साथ ( कई 10 MeV के अनुरूप) है$ν_e$$^{11}$सभी प्रकार के (सक्रिय) न्यूट्रिनो और एंटीन्यूट्रिनो के अत्यधिक अपारदर्शी । न्यूट्रिनोस, एक बार इस चरम वातावरण में उत्पन्न होते हैं, अक्सर उन्हें फिर से अवशोषित, पुन: उत्सर्जित किया जाता है, और इससे पहले कि वे प्रोटो-न्यूट्रॉन स्टार की "सतह" के पास अर्ध-पारदर्शी परतों तक पहुंच सकें , जो अनिवार्य रूप से घातीय गिरावट द्वारा चिह्नित हैं। परिमाण के कई आदेशों पर घनत्व। इससे पहले कि वे अंत में तारकीय माध्यम से इस क्षेत्र के करीब पहुंचने से बच जाते हैं और न्यूट्रिनोस ने औसतन अरबों इंटरैक्शन का अनुभव किया है । समय की अवधि जिस पर नवजात न्यूट्रॉन स्टार उच्च चमक के साथ न्यूट्रिनो को जारी करने में सक्षम होता है जब तक कि इसकी गुरुत्वाकर्षण बाध्यकारी ऊर्जा (Eq 1) विकीर्ण नहीं होती है इसलिए कई सेकंड तक रहता है। (बरोज़ और लटिमर, 1986; बरोज़, 1990 ए) "।

अध्ययन में " सुपरन-कमिओकांडे के साथ सुपरनोवा न्यूट्रिनो लाइट कर्व्स का अवलोकन: यूडाई सुवा, कोहसुके सुमायोशी, केन'इचिरकी नकाज़ातो, यासुफुमी ताकाहिरा, युसुके कोशियो, मसामित्सो मोरी, रोजाम सुएर, रोजाम सुएर द्वारा 10 एस " (22 अगस्त 2019) को अपेक्षित घटना संख्या। .वेन्डेल ने जांच की कि न्यूराटो एट अल के डेटाबेस का उपयोग करके उछाल के बाद 20 एस तक न्यूट्रिनो गुणों का पर्यवेक्षण किया जा सकता है। (2013)। इसमें यह पाठ और साथ में ग्राफिक शामिल है:

पेज 4:

"जबकि न्यूट्रिनो-रेडिएशन हाइड्रोडायनामिक्स (RHD) शॉक रिवाइवल से पहले न्यूट्रिनो एमिशन के लिए सिमुलेशन अकाउंट बनाता है, पीएनएस कूलिंग सिमुलेशन से न्यूट्रिनो लाइट कर्व शॉक रिवाइवल के बाद कई बार उचित होता है। इन विचारों के आधार पर, न्यूट्रिनो लाइट कर्व्स। प्रारंभिक और बाद के चरणों को एक घातीय फ़ंक्शन द्वारा प्रक्षेपित किया जाता है , जो उछाल के बाद = 100, 200 या 300 एमएस में शॉक रिवाइवल मान । चित्रा 1 में, इस प्रक्रिया द्वारा प्राप्त एक विशिष्ट न्यूट्रिनो प्रकाश वक्र प्रदर्शित होता है। "$t_{revive}$

पेज 6:

_{13M⊙, Z = 0.02, ट्रेविव = 300 एमएस मॉडल के लिए उछाल के बाद समय के एक समारोह के रूप में चित्रा 1. न्यूट्रीनो ल्यूमिनोसिटीज (शीर्ष पैनल) और औसत ऊर्जा (नीचे पैनल)।}