neutrinos de supernova

Neutrinos astronómicos producidos durante la explosión de una supernova que colapsó el núcleo

Los neutrinos de supernova son partículas elementales débilmente interactivas producidas durante una explosión de supernova por colapso del núcleo . ^[1] Una estrella masiva colapsa al final de su vida, emitiendo del orden de 10 ⁵⁸ neutrinos y antineutrinos en todos los sabores de leptones . ^[2] La luminosidad de diferentes especies de neutrinos y antineutrinos es aproximadamente la misma. ^[3] Se llevan alrededor del 99% de la energía gravitacional de la estrella moribunda en una explosión que dura decenas de segundos. ^{[4] [5]} Las energías típicas de los neutrinos de supernova son 10 a 20  MeV . ^[6] Las supernovas ^[a] se consideran la fuente más fuerte y frecuente de neutrinos cósmicos en el rango de energía MeV.

Dado que los neutrinos se generan en el núcleo de una supernova, desempeñan un papel crucial en el colapso y la explosión de la estrella. ^[7] Se cree que el calentamiento de neutrinos es un factor crítico en las explosiones de supernovas. ^[1] Por lo tanto, la observación de neutrinos de supernova proporciona información detallada sobre el colapso del núcleo y el mecanismo de explosión. ^[8] Además, los neutrinos que experimentan conversiones de sabor colectivas en el denso interior de una supernova ofrecen oportunidades para estudiar las interacciones neutrino-neutrino. ^[9] El único evento de neutrino de supernova detectado hasta ahora es SN 1987A . ^[b] Sin embargo, con la sensibilidad actual de los detectores, se espera que se observen miles de eventos de neutrinos provenientes de una supernova de colapso del núcleo galáctico. ^[11] La próxima generación de experimentos está diseñada para ser sensible a los neutrinos procedentes de explosiones de supernovas hasta Andrómeda o más allá. ^[12] La observación de supernovas ampliará nuestra comprensión de diversos fenómenos astrofísicos y de física de partículas . ^[13] Además, la detección coincidente de neutrinos de supernova en diferentes experimentos proporcionaría una alarma temprana a los astrónomos sobre una supernova. ^[14]

Historia

Eventos de neutrinos medidos de SN 1987A ^[15]

Stirling A. Colgate y Richard H. White, ^[16] e independientemente W. David Arnett, ^[17] identificaron el papel de los neutrinos en el colapso del núcleo, lo que resultó en el desarrollo posterior de la teoría del mecanismo de explosión de las supernovas. ^[6] En febrero de 1987, la observación de neutrinos de supernova verificó experimentalmente la relación teórica entre neutrinos y supernovas. El evento ganador del Premio Nobel , ^[6] conocido como SN 1987A , fue el colapso de una estrella supergigante azul Sanduleak -69° 202 , en la Gran Nube de Magallanes fuera de nuestra galaxia , a 51 k pc de distancia. ^[18] Acerca deSe produjeron 10 ⁵⁸ neutrinos ligeros que interactúan débilmente y se llevan casi toda la energía de la supernova. ^{[19] Dos} detectores Cherenkov de agua a escala de kilotones , Kamiokande II e IMB , junto con un Observatorio Baksan más pequeño , detectaron un total de 25 eventos de neutrinos ^[19] durante un período de aproximadamente 13 segundos. ^[6] Sólo se detectaron neutrinos de tipo electrónico porque las energías de los neutrinos estaban por debajo del umbral de producción de muones o tau. ^[19] Los datos de neutrinos de SN 1987A, aunque escasos, confirmaron las características más destacadas del modelo básico de supernova de colapso gravitacional y emisión de neutrinos asociada. ^[19] Impuso fuertes limitaciones a las propiedades de los neutrinos, como la carga y la tasa de desintegración. ^{[19] [20]} La observación se considera un gran avance en el campo de la física de supernovas y neutrinos. ^[15]

Propiedades

Los neutrinos son fermiones , es decir, partículas elementales con un espín de 1/2 . Interactúan sólo a través de interacción débil y gravedad . ^[21] Una supernova que colapsa su núcleo emite una explosión de neutrinos y antineutrinos en una escala de tiempo de decenas de segundos. ^{[2] [c]} Los neutrinos de supernova se llevan alrededor del 99% de la energía gravitacional de la estrella moribunda en forma de energía cinética. ^{[5] [d]} La energía se divide aproximadamente en partes iguales entre los tres tipos de neutrinos y los tres tipos de antineutrinos. ^[22] Su energía media es del orden de 10 MeV. ^[23] La luminosidad de los neutrinos de una supernova suele ser del orden de . ^[24] Los eventos de colapso del núcleo son la fuente más fuerte y frecuente de neutrinos cósmicos en el rango de energía MeV. ^[6] ${\displaystyle 10^{52}}$ ${\displaystyle 10^{52}{\text{ergs}}}$ ${\displaystyle {\text{s}}^{-1}}$

Durante una supernova, los neutrinos se producen en cantidades enormes dentro del núcleo. Por tanto, tienen una influencia fundamental en los colapsos y explosiones de supernovas. ^[25] Se predice que el calentamiento de neutrinos es responsable de la explosión de la supernova. ^[1] Las oscilaciones de neutrinos durante el colapso y la explosión generan estallidos de ondas gravitacionales . ^[26] Además, las interacciones de neutrinos establecen la relación neutrón-protón, determinando el resultado de la nucleosíntesis de elementos más pesados ​​en el viento impulsado por neutrinos. ^[27]

Producción

Los neutrinos de supernova se producen cuando una estrella masiva colapsa al final de su vida, expulsando su manto exterior en una explosión. ^[6] El mecanismo de explosión retardada de neutrinos de Wilson se ha utilizado durante 30 años para explicar el colapso del núcleo de una supernova. ^[1]

Etapas evolutivas de la supernova de colapso del núcleo: ^[15] (a) Fase de neutronización (b) Caída de material y captura de neutrinos (c) Generación de ondas de choque y explosión de neutrinos (d) Estancamiento de la onda de choque (e) Calentamiento de neutrinos (f) Explosión

Cerca del final de su vida, una estrella masiva está formada por capas de elementos en forma de cebolla con un núcleo de hierro. Durante la etapa inicial del colapso, los neutrinos electrónicos se crean mediante la captura de electrones en protones unidos dentro de núcleos de hierro: ^[15]

${\displaystyle \mathrm {e} ^{-}+\mathrm {p} \rightarrow \nu _{e}+\mathrm {n} }$

La reacción anterior produce núcleos ricos en neutrones , lo que lleva a la neutronización del núcleo. Por ello, a esto se le conoce como fase de neutronización . Algunos de estos núcleos sufren desintegración beta y producen neutrinos antielectrones: ^[15]

${\displaystyle \mathrm {n} \rightarrow \mathrm {p} +\mathrm {e} ^{-}+{\bar {\nu }}_{e}}$

Los procesos anteriores reducen la energía del núcleo y su densidad leptónica. Por lo tanto, la presión de degeneración de los electrones no puede estabilizar el núcleo estelar contra la fuerza gravitacional y la estrella colapsa. ^[15] Cuando la densidad de la región central de colapso excede10 ¹²  g/cm ³ , el tiempo de difusión de los neutrinos supera el tiempo de colapso. Por lo tanto, los neutrinos quedaron atrapados dentro del núcleo. Cuando la región central del núcleo alcanza densidades nucleares (~ 10 ¹⁴ g/cm ³ ), la presión nuclear hace que el colapso se desacelere. ^[28] Esto genera una onda de choque en el núcleo externo (región del núcleo de hierro), que desencadena la explosión de la supernova. ^[15] Los neutrinos electrónicos atrapados se liberan en forma de explosión de neutrinos en las primeras decenas de milisegundos. ^{[3] [29]} A partir de simulaciones se descubre que la explosión de neutrinos y la fotodesintegración del hierro debilitan la onda de choque dentro de milisegundos de propagación a través del núcleo de hierro. ^[1] El debilitamiento de la onda de choque provoca una caída de masa que forma una estrella de neutrones . ^[e] Esto se conoce como fase de acreción y dura entre unas pocas decenas y unos pocos cientos de milisegundos. ^[3] La región de alta densidad atrapa neutrinos. ^[15] Cuando la temperatura alcanza los 10 MeV, los fotones térmicos generan pares electrón - positrón . Los neutrinos y antineutrinos se crean mediante la interacción débil de pares electrón-positrón: ^[19]

${\displaystyle \mathrm {e} ^{-}+\mathrm {e} ^{+}\rightarrow {\bar {\nu }}_{\alpha }+\nu _{\alpha }}$

La luminosidad del sabor electrónico es significativamente mayor que la de los no electrónicos. ^[3] A medida que aumenta la temperatura de los neutrinos en el núcleo calentado por compresión, los neutrinos energizan la onda de choque a través de reacciones de corriente cargada con nucleones libres: ^[1]

${\displaystyle \nu _{e}+\mathrm {n} \rightarrow \mathrm {p} +\mathrm {e} ^{-}}$

${\displaystyle {\bar {\nu }}_{\mathrm {e} }+\mathrm {p} \rightarrow \mathrm {e} ^{+}+\mathrm {n} }$

Cuando la presión térmica creada por el calentamiento de los neutrinos aumenta por encima de la presión del material que cae, la onda de choque estancada se rejuvenece y se liberan neutrinos. La estrella de neutrones se enfría a medida que continúa la producción de pares de neutrinos y la liberación de neutrinos. Por ello, se la conoce como fase de enfriamiento . ^[15] La luminosidad de diferentes especies de neutrinos y antineutrinos es más o menos la misma. ^[3] La luminosidad de los neutrinos de la supernova cae significativamente después de varias decenas de segundos. ^[15]

Oscilación

El conocimiento del flujo y el contenido de sabor de los neutrinos detrás de la onda de choque es esencial para implementar el mecanismo de calentamiento impulsado por neutrinos en simulaciones por computadora de explosiones de supernovas. ^[30] Las oscilaciones de neutrinos en materia densa son un campo de investigación activo. ^[31]

Esquema del modelo de bulbo de neutrinos.

Los neutrinos experimentan conversiones de sabor después de que se desacoplan térmicamente de la estrella de protones neutrones. Dentro del modelo de bulbo de neutrinos, los neutrinos de todos los tipos se desacoplan en una única superficie afilada cerca de la superficie de la estrella. ^[32] Además, se supone que los neutrinos que viajan en diferentes direcciones recorren la misma longitud de trayectoria para alcanzar una cierta distancia R desde el centro. Esta suposición se conoce como aproximación de ángulo único, que junto con la simetría esférica de la supernova, nos permite tratar los neutrinos emitidos del mismo modo como un conjunto y describir su evolución sólo en función de la distancia. ^[22]

La evolución del sabor de los neutrinos para cada modo de energía se describe mediante la matriz de densidad: ^[22]

${\displaystyle {\hat {\rho }}_{t}(E,R)=\sum _{\alpha =e,\mu ,\tau }{\frac {L_{\nu _{\alpha }}e^{\frac {-t}{\tau }}}{\langle E_{\nu _{\alpha }}\rangle }}f_{\nu _{\alpha }}(E)|\nu _{\alpha }\rangle \langle \nu _{\alpha }|}$

Aquí está la luminosidad inicial del neutrino en la superficie de una estrella de proto-neutrones que cae exponencialmente. Suponiendo que el tiempo de descomposición sea , la energía total emitida por unidad de tiempo para un sabor particular puede estar dada por . representa la energía promedio. Por tanto, la fracción da el número de neutrinos emitidos por unidad de tiempo en ese sabor. es la distribución de energía normalizada para el sabor correspondiente. ${\displaystyle L_{\nu _{\alpha }}}$ ${\displaystyle \tau }$ ${\displaystyle L_{\nu _{\alpha }}e^{\frac {-t}{\tau }}}$ ${\displaystyle \langle E_{\nu _{\alpha }}\rangle }$ ${\displaystyle f_{\nu _{\alpha }}(E)}$

La misma fórmula también se aplica a los antineutrinos. ^[22]

La luminosidad del neutrino se encuentra mediante la siguiente relación: ^[22]

${\displaystyle E_{B}=6\times \int _{0}^{\infty }L_{\nu _{\alpha }}e^{-t/\tau }dt}$

La integral se multiplica por 6 porque la energía de enlace liberada se divide en partes iguales entre los tres tipos de neutrinos y los tres tipos de antineutrinos. ^[22]

La evolución del operador de densidad viene dada por la ecuación de Liouville : ^[22]

${\displaystyle {\frac {d}{dr}}{\hat {\rho }}_{t}(E,r)=-i[{\hat {H}}_{t}(E,r),{\hat {\rho }}_{t}(E,r)]}$

El hamiltoniano cubre las oscilaciones del vacío, la interacción de corriente cargada de neutrinos a partir de electrones y protones, ^[33] así como las interacciones neutrino-neutrino. ^[34] Las autointeracciones de neutrinos son efectos no lineales que resultan en conversiones de sabor colectivas. Son significativos sólo cuando la frecuencia de interacción excede la frecuencia de oscilación del vacío. Normalmente, se vuelven insignificantes después de unos cientos de kilómetros del centro. A partir de entonces, las resonancias Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein con la materia de la envoltura estelar pueden describir la evolución de los neutrinos. ^[33] ${\displaystyle {\hat {H}}_{t}(E,r)}$

Detección

Hay varias formas diferentes de observar los neutrinos de supernova. Casi todos ellos implican la reacción inversa de desintegración beta para la detección de neutrinos. La reacción es una interacción débil con corriente cargada , donde un antineutrino electrónico interactúa con un protón y produce un positrón y un neutrón: ^[35]

${\displaystyle {\bar {\nu }}_{\mathrm {e} }+\mathrm {p} \rightarrow \mathrm {e} ^{+}+\mathrm {n} }$

El positrón retiene la mayor parte de la energía del neutrino entrante. Produce un cono de luz Cherenkov , que es detectado por tubos fotomultiplicadores (PMT) dispuestos en las paredes del detector. ^[35] Las oscilaciones de neutrinos en la materia terrestre pueden afectar las señales de neutrinos de supernova detectadas en instalaciones experimentales. ^[36]

Con las sensibilidades actuales de los detectores, se espera que se observen miles de eventos de neutrinos provenientes de una supernova que colapsa el núcleo galáctico. ^[11] Los detectores a gran escala como Hyper-Kamiokande o IceCube pueden detectar hasta eventos. ^[37] Desafortunadamente, SN 1987A es el único evento de neutrino de supernova detectado hasta ahora. ^[b] No ha habido ninguna supernova galáctica en la Vía Láctea en los últimos 120 años, ^[38] a pesar de la tasa esperada de 0,8-3 por siglo. ^[39] Sin embargo, una supernova a una distancia de 10 kPc permitirá un estudio detallado de la señal del neutrino, proporcionando conocimientos físicos únicos. ^[13] Además, la próxima generación de experimentos subterráneos, como Hyper-Kamiokande, están diseñados para ser sensibles a los neutrinos procedentes de explosiones de supernovas hasta Andrómeda o más allá. ^[12] Además, se especula que también tienen una buena capacidad para señalar supernovas. ^[14] ${\displaystyle 10^{5}}$

Significado

Dado que los neutrinos de supernova se originan en lo profundo del núcleo estelar , son un mensajero relativamente confiable del mecanismo de la supernova. ^[3] Debido a su naturaleza de interacción débil, las señales de neutrinos de una supernova galáctica pueden proporcionar información sobre las condiciones físicas en el centro del colapso del núcleo, que de otro modo sería inaccesible. ^[8] Además, son la única fuente de información sobre eventos de colapso del núcleo que no resultan en una supernova o cuando la supernova se encuentra en una región oscurecida por el polvo. ^[14] Las observaciones futuras de neutrinos de supernova limitarán los diferentes modelos teóricos del mecanismo de colapso y explosión del núcleo, comparándolos con la información empírica directa del núcleo de la supernova. ^[8]

Debido a su naturaleza de interacción débil, los neutrinos emergen inmediatamente después del colapso. Por el contrario, puede haber un retraso de horas o días antes de que la señal del fotón emerja de la envoltura estelar . Por lo tanto, una supernova se observará primero en los observatorios de neutrinos. La detección coincidente de señales de neutrinos de diferentes experimentos proporcionaría una alarma temprana para que los astrónomos dirijan los telescopios a la parte correcta del cielo para capturar la luz de la supernova. El Sistema de Alerta Temprana de Supernova es un proyecto que tiene como objetivo conectar detectores de neutrinos en todo el mundo y activar experimentos electromagnéticos equivalentes en caso de una entrada repentina de neutrinos en los detectores. ^[14]

La evolución del sabor de los neutrinos, que se propagan a través del interior denso y turbulento de la supernova, está dominada por el comportamiento colectivo asociado con las interacciones neutrino-neutrino. Por lo tanto, los neutrinos de supernova ofrecen la oportunidad de examinar la mezcla de sabores de neutrinos en condiciones de alta densidad. ^[9] Al ser sensibles al ordenamiento y la jerarquía de masas de los neutrinos, pueden proporcionar información sobre las propiedades de los neutrinos. ^[40] Además, pueden actuar como una vela estándar para medir la distancia, ya que la señal del estallido de neutronización no depende de su progenitor. ^[41]

Fondo de neutrinos de supernova difusa

El fondo difuso de neutrinos de supernova (DSNB) es un fondo cósmico de (anti)neutrinos formado por la acumulación de neutrinos emitidos por todas las supernovas de colapso del núcleo del pasado. ^[1] Su existencia fue predicha incluso antes de la observación de neutrinos de supernova. ^[42] DSNB se puede utilizar para estudiar física a escala cosmológica. ^[43] Proporcionan una prueba independiente de la tasa de supernova. ^[8] También pueden proporcionar información sobre las propiedades de emisión de neutrinos, la dinámica estelar y los progenitores fallidos. ^[44] Super-Kamiokande ha puesto el límite superior observacional en el flujo DSNB por encima de 19,3 MeV de energía de neutrino. ^[45] El flujo estimado teóricamente es sólo la mitad de este valor. ^[46] Por lo tanto, se espera que la señal DSNB se detecte en un futuro próximo con detectores como JUNO y SuperK-Gd . ^[8] ${\displaystyle 5.5\;\mathrm {cm} ^{-2}\mathrm {s} ^{-1}}$

Notas

1. Supernovae es el plural de supernova , utilizado en la mayoría de las fuentes académicas. De manera menos formal, también se puede utilizar el término supernovas .
2. A noviembre de 2020 ^[10]
3. Los neutrinos de supernova se refieren tanto a neutrinos como a antineutrinos emitidos por la supernova.
4. Este número se obtiene mediante simulaciones por computadora de supernovas de Tipo II , utilizando la teoría de la conservación de energía y la interacción entre los constituyentes. ^[15]
5. Se forma un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones si la estrella progenitora tiene una masa superior a 25 masas solares ^[15]

Referencias

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