নিউট্রিনোতে মহাবিশ্বে কোন বস্তু সবচেয়ে বেশি অস্বচ্ছ?

Question

আমার এই চিন্তাভাবনা ছিল, এবং আমার প্রথম অনুমানটি ছিল "উচ্চ ঘনত্ব = প্রচুর পরিমাণে শোষণ, সুতরাং আমি অনুমান করি এটি নিউট্রন তারা" "তবে এই পদার্থবিজ্ঞানের প্রশ্নটির একটি দুর্দান্ত উত্তর রয়েছে যা কেন এটি ভুল তা বোঝায়।

সুতরাং কোন বস্তুটি এর মধ্য দিয়ে যাচ্ছেন নিউট্রিনোগুলির সর্বোচ্চ ভগ্নাংশ শোষণ করবে, বা কমপক্ষে একজন ভাল প্রার্থী হবে? নিউট্রিনোগুলির একটি নির্দিষ্ট শক্তি পরিসীমা অনুমান করতে নির্দ্বিধায়। কৃষ্ণগহ্বরগুলি বাদ দিন কারণ তারা কেবল সমস্ত কিছু শোষণ করে এবং এটি তেমন আকর্ষণীয় নয়।

Comments

নিউট্রিনো মহাকর্ষ এবং দুর্বল পারমাণবিক শক্তির মাধ্যমে ইন্টারঅ্যাক্ট করে, সুতরাং, যেহেতু আমরা মহাকর্ষকে বাদ দিই না কেন, উত্তর যাই হোক না কেন এটি কোনওভাবে দুর্বল পারমাণবিককে জড়িত করবে।

— ব্র্যাডেন ফক্স

তবে সেই উত্তরের এই প্রশ্নেরও উত্তর রয়েছে - এটি একটি প্রোটো নিউট্রন তারকা।

— রব জেফরিস

@ রব জেফরিজ আমি সেই পদার্থবিদ্যা.এসই পোস্টে আপনার শেষ মন্তব্যটি পছন্দ করি: "নিউট্রিনো সাধারণ পরিস্থিতিতে থামার জন্য হালকা বছর সময় নেয়।" লালামার সুবিধার জন্য, নিউট্রনগুলির প্রতি প্রোটো-নিউট্রন তারার অস্বচ্ছতা খুব স্বল্পস্থায়ী: রবারের অন্য পোস্টটির উদ্ধৃতি দিতে যেমন নিউট্রন তারকা শীতল হয়, যেমন নিউট্রিনো শক্তিগুলি একটি মেভির নীচে পড়ে (এক মিনিটের পরেও) ... তাহলে নিউট্রিনো স্বচ্ছতা নিরাপদে ধরে নেওয়া যেতে পারে। "

— চ্যাপ্পো মনিকা ভুলে যাননি

এটি লক্ষণীয় যে নিউট্রিনো শোষণ শক্তি-নির্ভর, এবং উপকরণগুলি প্রায়শই "রঙিন" বিভিন্ন শক্তি নিউট্রিনোগুলির বিভিন্ন ভগ্নাংশ শোষণ করে। উদাহরণস্বরূপ, আইআইআরসি, "সীসা হালকা বছর" চিত্রটি প্রায়শই দেওয়া হয় কেবলমাত্র কম শক্তি নিউট্রিনোর জন্য - খুব উচ্চ শক্তিযুক্ত নিউট্রিনোগুলিতে (বিপরীতে) খুব কম অনুপ্রবেশকারী শক্তি থাকে।

— মার্ক ওলসন

Answer 1

... তাহলে কোন বস্তু তার মধ্য দিয়ে যাচ্ছেন নিউট্রিনোগুলির সর্বোচ্চ ভগ্নাংশ শোষণ করবে, বা কমপক্ষে ভাল প্রার্থী হবে? নিউট্রিনোগুলির একটি নির্দিষ্ট শক্তি পরিসীমা অনুমান করতে নির্দ্বিধায়। কৃষ্ণগহ্বরগুলি বাদ দিন কারণ তারা কেবল সমস্ত কিছু শোষণ করে এবং এটি তেমন আকর্ষণীয় নয়।

নিউট্রিনোগুলির মধ্যে ক্ষুদ্রতম ভর রয়েছে এবং প্রায় আলোর গতিতে ভ্রমণ করে , এই সম্পত্তিটি তাদের দুর্বল মিথস্ক্রিয়া সহ ঘন বস্তু ব্যতীত অন্য সমস্ত স্থানে ভ্রমণ করতে দেয়।

আপনি এমন উত্তর চেয়েছেন যা মহাকর্ষ দ্বারা ফাঁদে পড়া বাদ দেয়, হাস্যকরভাবে দীর্ঘ বস্তুগুলিও বাদ দেওয়া উচিত। এটি চরম ঘনত্বের যুক্তিসঙ্গত আকারের (বিদ্যমান) অবজেক্টগুলিকে ছেড়ে দেয়।

জনক তারকা ভর পরিসীমা 8-25 এম থাকে ⊙ কোর ধীরে ধীরে একটি নিউট্রন তারকা করার চুক্তি, এবং তাই এটা প্রোটো-নিউট্রন তারকা (পিএনএস) বলা হয়। এটি একবার চুক্তি হয়ে যায় এবং বিশেষ করে ঘন হয়ে যায় এটি নিউট্রিনোগুলির কাছে অস্বচ্ছ হয়ে যায়। ইক্যুয়েশনস অফ স্টেটের (ইওএস) ভারসাম্য বজায় রাখার জন্য নিউট্রিনো নির্গমনের মাধ্যমে বিপুল পরিমাণ কৌণিক গতিও প্রকাশ করা দরকার। কোর-বাউন্সের পরে সেকেন্ডের প্রথম দশকে, পিএনএস অশান্ত এবং দোলাচলিত, তবে পরবর্তী দশক কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে, এটি আরও শান্ত, "আধা-স্থির" বিবর্তন (কেলভিন-হেল্মহোল্টজ পর্ব) অতিক্রম করে, যা বর্ণনা করা যেতে পারে ভারসাম্য কনফিগারেশনের ক্রম হিসাবে।$_\odot$

এই পর্বটি পিএনএসের তাপমাত্রার প্রাথমিক বৃদ্ধির বৈশিষ্ট্যযুক্ত কারণ নিউট্রিনো ডিজেনারিজি এনার্জিটি পদার্থে স্থানান্তরিত হয় এবং পিএনএসের খামটি দ্রুত সংকুচিত হয় এবং তারপরে একটি সাধারণ মুছে ফেলা এবং শীতলকরণ দ্বারা। দশক সেকেন্ড পরে, তাপমাত্রা কম হয়ে যায় এবং নিউট্রিনো মানে মুক্ত পথটি তারার ব্যাসার্ধের চেয়ে বেশি। পিএনএস নিউট্রিনোতে স্বচ্ছ হয়ে যায় এবং একটি "পরিণত" নিউট্রন তারকা জন্মগ্রহণ করে।

প্রোটো নিউট্রন তারকা তৈরির বিষয়টি এইচ.টি.এইচ দ্বারা "সুপারনোয়ে থেকে নিউট্রিনো এমিডেশন" (ফেব্রুয়ারী 28 2017) তে ব্যাখ্যা করা হয়েছে is Janka। এটি পৃষ্ঠায় 4 এ সাধারণ চিত্র রয়েছে:

_{$\alpha$$v_e$$\dot{M}$$v$), যা কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে ঘন এবং উত্তপ্ত সুপার নিউক্লিয়ার কোর থেকে বিচ্ছুরিত হয়। (চিত্রটি বুড়োস, 1990 বি থেকে অভিযোজিত)}

$v$

পৃষ্ঠায় 2 পাঠ্য:

"... [প্রচুর আকর্ষণীয় তথ্য] ... ... [স্বল্পতম সম্ভাব্য উদ্ধৃতি] ... নিউক্লিয়াস এবং নিখরচায় নিউক্লিয়োনগুলির নিরপেক্ষ-বর্তমান বিচ্ছুরণের ফলে এটি স্বীকৃত ছিল যে বৈদ্যুতিন নিউট্রিনো , , ইলেক্ট্রন ক্যাপচার দ্বারা উত্পাদিত করতে শুধুমাত্র নাক্ষত্র কোর পতন শুরুতে অবাধে অব্যাহতি (যা একটি ঘনত্ব এ শুরু হয় প্রায় 10 ছ সেমি ), কিন্তু সঙ্গে অভ্যন্তরস্থ সম্পন্ন করা আটকা পড়ে ইন-পতনশীল যখন ঘনত্ব নাক্ষত্র রক্তরস কয়েক গুণ 10 ছাড়িয়ে গেছে 10 g সেমি$ν_e$- 3 11 - 3 12$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$। এই মুহুর্তে ইমপ্লোশনটি এত বেশি ত্বরান্বিত হয়েছে যে অবশিষ্ট ধসের সময় স্কেল নিউট্রিনোগুলির বাহ্যিক বিবর্তনের সময় স্কেলের চেয়ে কম হয়ে যায়, যা বর্ধমান ঘনত্বের সাথে ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা আরও ঘন ঘন হওয়ার সাথে সাথে বৃদ্ধি পায়। এর খুব অল্প সময়ের পরে, সাধারণত 10 g সেমি around এর কাছাকাছি , বৈদ্যুতিন নিউট্রিনোগুলি স্টার্লার প্লাজমার সাথে সামঞ্জস্য করে এবং তাদের পর্বের স্থানটি পূরণ করে একটি অবনমিত ফেরমি গ্যাস গঠন করে। পারমাণবিক স্যাচুরেশন ঘনত্ব অবধি অবশিষ্ট পতনের সময় (প্রায় 2.7 × 10 g সেমি$^{12}$$^{−3}$14 - 3 ν ই 11$^{14}$$^{−3}$) পৌঁছেছে, এবং নিউক্লিয়োনিক পদার্থের পারমাণবিক শক্তির বিপর্যয়কর অংশের কারণে সংকোচনের ফলে নিউট্রন স্টার, এনট্রপি এবং লেপটন নম্বর (ইলেকট্রন প্লাস ইলেকট্রন নিউট্রিনোস) ইনফ্ল্যামিং গ্যাসের (স্টার্লার প্লাজমা প্লাস আটকা পড়া নিউট্রিনোস) গঠন সক্ষম করে ) মূলত অবিচ্ছিন্ন থাকা। যেহেতু ইলেক্ট্রন ক্যাপচার দ্বারা এন্ট্রপির পরিবর্তন এবং ফাঁদে অবধি হওয়া থেকে এটি স্পষ্ট হয়ে গেছে যে একটি বড় কোরের পতন প্রায় (পর্যালোচনার জন্য, বেথ, 1990 দেখুন)। প্রোটো-নিউট্রন তারকা, অর্থাত্ উত্তপ্ত, ভর-উত্সাহী, এখনও প্রোটন- এবং চূড়ান্ত নিউট্রন নক্ষত্রের লেপটন সমৃদ্ধ পূর্বসূরি বস্তু যার সুপার-পারমাণবিক ঘনত্ব এবং চূড়ান্ত তাপমাত্রা বেশ কয়েকটি 10 K পর্যন্ত ( বেশ কয়েকটি 10 ​​মেগা সম্পর্কিত) হয়$ν_e$$^{11}$সব ধরণের (সক্রিয়) নিউট্রিনো এবং অ্যান্টিনিউট্রিনোগুলির জন্য অত্যন্ত অস্বচ্ছ । নিউট্রিনো, একবার এই চরম পরিবেশে উত্পন্ন, প্রায়শই পুনরায় শোষণ করে, পুনরায় নির্গত হয় এবং প্রোটো নিউট্রন নক্ষত্রের "পৃষ্ঠ" এর নিকটে অর্ধ-স্বচ্ছ স্তরগুলিতে পৌঁছনোর আগে ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকে , যা একটি মূলত ঘনিষ্ঠভাবে হ্রাস দ্বারা চিহ্নিত করা হয় আকারের বিভিন্ন আদেশের উপর ঘনত্ব। অবশেষে তারা এই অঞ্চলটির কাছাকাছি অবস্থানের উপরে সূক্ষ্ম মাধ্যম থেকে ডিকোপল করার আগে এবং নিউট্রিনোরা গড়ে কয়েক মিলিয়ন ইন্টারঅ্যাকশন অনুভব করেছে । মহাকর্ষীয় নিউট্রন নক্ষত্র উচ্চ মাধ্যমিকের সাথে নিউট্রিনো প্রকাশ করতে সক্ষম হওয়ার সময়ের সময়কালের মহাকর্ষীয় বাঁধাই শক্তি (একা। 1) বিকিরণ না হওয়া পর্যন্ত অনেক সেকেন্ড স্থায়ী হয় (বুরোজ এবং ল্যাটিমার, 1986; বুরোজ, 1990 এ) "

" সুপার-কামোইকান্দে সুপর্ণোভা নিউট্রিনো হালকা কার্ভগুলি পর্যবেক্ষণ: সমীক্ষিত ইভেন্ট সংখ্যা 10-এর বেশি " (অগাস্ট 22 2019) ইউদাই সুওয়া, কোহসুক সুমিওশি, কেন'চিরি নাকাজাটো, ইয়াসুফমি তাকাহিরা, ইউসুক কোশিও, মাসামিতসু মরি, এবং রজার এ দ্বারা পর্যবেক্ষণ করেছেন । ওয়েন্ডেল তারা নাকাজাতো এট আল এর ডাটাবেস ব্যবহার করে বাউন্স করার পরে 20-অবধি সুপার-কামিয়োকান্দে দ্বারা পর্যবেক্ষণযোগ্য নিউট্রিনো বৈশিষ্ট্যগুলি তদন্ত করেছিল। (2013)। এটিতে এই পাঠ্য এবং সহিত গ্রাফিক অন্তর্ভুক্ত রয়েছে:

পৃষ্ঠা 4:

"শক পুনরজ্জীবনের আগে নিউট্রিনো-রেডিয়েশন হাইড্রোডায়নামিক্স (আরএইচডি) সিমুলেশনগুলি নিউট্রিনো নির্গমনের জন্য অ্যাকাউন্ট করে, পিএনএস কুলিং সিমুলেশনগুলি থেকে নিউট্রিনো হালকা বক্ররেখা শক পুনরুজ্জীবনের পরে সময়ের জন্য যুক্তিসঙ্গত। এই বিবেচনার ভিত্তিতে, নিউট্রিনো আলোক বক্ররেখা প্রাথমিক ও দেরিতে পর্যায়ক্রমে = 100, 200, বা 300 শক পুনরুজ্জীবন ধরে এক ক্ষতিকারক ক্রিয়াকলাপ দ্বারা হয় । চিত্র 1 এ, এই পদ্ধতি দ্বারা প্রাপ্ত একটি সাধারণ নিউট্রিনো হালকা বক্ররেখা প্রদর্শিত হয়। "$t_{revive}$

পৃষ্ঠা 6:

_{চিত্র 1. 13M⊙, জেড = 0.02, ট্র্যাভিভ = 300 এমএস মডেলের জন্য বাউন্স করার পরে সময়ের ফাংশন হিসাবে নিউট্রিনো আলোকসজ্জা (শীর্ষ প্যানেল) এবং গড় শক্তি (নীচের প্যানেল)।}