Neutrinos de supernova

Neutrinos astronómicos producidos durante la explosión de una supernova por colapso del 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 las diferentes especies de neutrinos y antineutrinos es aproximadamente la misma. ^[3] Se llevan alrededor del 99% de la energía gravitatoria 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 de 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 supernovas proporciona información detallada sobre el colapso del núcleo y el mecanismo de explosión. ^[8] Además, los neutrinos que experimentan conversiones de sabor colectivo en el interior denso 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 las sensibilidades actuales del detector, se espera que se observen miles de eventos de neutrinos de una supernova de colapso del núcleo galáctico. ^[11] La próxima generación de experimentos está diseñada para ser sensible a los neutrinos de las explosiones de supernovas hasta Andrómeda o más allá. ^[12] La observación de supernovas ampliará nuestra comprensión de varios 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 supernova. ^[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 de interacción débil, que se llevaron 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] Solo 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 sobresalientes del modelo básico de supernova de colapso gravitacional y emisión de neutrinos asociada. ^[19] Puso fuertes restricciones en 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 solo a través de la interacción débil y la gravedad . ^[21] Una supernova de colapso de núcleo emite una ráfaga 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 gravitatoria de la estrella moribunda en forma de energía cinética. ^{[5] [d]} La energía se divide aproximadamente en partes iguales entre los tres sabores de neutrinos y los tres sabores de antineutrinos. ^[22] Su energía promedio es del orden de 10 MeV. ^[23] La luminosidad de los neutrinos de una supernova suele ser del orden de o . ^[24] Los eventos de colapso de núcleo son la fuente más fuerte y frecuente de neutrinos cósmicos en el rango de energía de MeV. ^[6] ${\displaystyle 10^{52}}$ ${\displaystyle 10^{45}{\text{J}}}$ ${\displaystyle {\text{s}}^{-1}}$ ${\displaystyle 10^{45}{\text{W}}}$

Durante una supernova, los neutrinos se producen en cantidades enormes dentro del núcleo. Por lo tanto, tienen una influencia fundamental en el colapso y las explosiones de supernova. ^[25] Se predice que el calentamiento de los neutrinos es responsable de la explosión de la supernova. ^[1] Las oscilaciones de los neutrinos durante el colapso y la explosión generan las ráfagas de ondas gravitacionales . ^[26] Además, las interacciones de los neutrinos establecen la relación neutrón-protón, lo que determina el resultado de la nucleosíntesis de los elementos más pesados ​​en el viento impulsado por los 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 atrapamiento de neutrinos (c) Generación de la onda 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 con forma de cebolla y un núcleo de hierro. Durante la etapa inicial del colapso, los neutrinos electrónicos se crean mediante la captura de electrones por parte de protones ligados al interior 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 lo tanto, esto se conoce como la fase de neutronización . Algunos de estos núcleos experimentan una desintegración beta y producen neutrinos antielectrónicos: ^[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 electrónica 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 excede el tiempo de colapso. Por lo tanto, los neutrinos quedan 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 supernova. ^[15] Los neutrinos electrónicos atrapados se liberan en forma de ráfaga de neutrinos en las primeras decenas de milisegundos. ^{[3] [29]} Se encuentra a partir de simulaciones que la ráfaga de neutrinos y la fotodesintegración del hierro debilitan la onda de choque en milisegundos de propagación a través del núcleo de hierro. ^[1] El debilitamiento de la onda de choque da como resultado una caída de masa, que forma una estrella de neutrones . ^[e] Esto se conoce como la 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 a través de 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 electrones. ^[3] A medida que la temperatura de los neutrinos aumenta 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 lo tanto, se conoce como la fase de enfriamiento . ^[15] Las luminosidades de diferentes especies de neutrinos y antineutrinos son aproximadamente las mismas. ^[3] La luminosidad de los neutrinos de supernova disminuye 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 activo de investigación. ^[31]

Esquema del modelo de bulbo de neutrinos

Los neutrinos sufren conversiones de sabor después de desacoplarse térmicamente de la estrella protoneutrón. Dentro del modelo de bulbo de neutrinos, los neutrinos de todos los sabores 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 en el mismo sabor como un conjunto y describir su evolución solo como una 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, se muestra la luminosidad inicial de los neutrinos en la superficie de una estrella protoneutrón que cae exponencialmente. Suponiendo un tiempo de desintegración de , la energía total emitida por unidad de tiempo para un sabor en particular se puede expresar mediante . representa la energía promedio. Por lo tanto, la fracción da la cantidad 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 se aplica también a los antineutrinos. ^[22]

La luminosidad de los neutrinos se obtiene 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 equitativamente entre los tres sabores de neutrinos y los tres sabores 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 corrientes cargadas de neutrinos 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 colectivo. Son significativas solo cuando la frecuencia de interacción excede la frecuencia de oscilación del vacío. Por lo general, se vuelven insignificantes después de unos pocos cientos de kilómetros desde el centro. A partir de entonces, las resonancias de Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein con la materia en la envoltura estelar pueden describir la evolución de los neutrinos. ^[33] ${\displaystyle {\hat {H}}_{t}(E,r)}$

Detección

Existen varias formas diferentes de observar los neutrinos de las supernovas. Casi todas ellas implican la reacción de desintegración beta inversa para la detección de neutrinos. La reacción es una interacción débil de 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 y 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 la sensibilidad actual de los detectores, se espera que se observen miles de eventos de neutrinos de una supernova de colapso del 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 10 kPc de distancia permitirá un estudio detallado de la señal de neutrinos, proporcionando conocimientos de física únicos. ^[13] Además, la próxima generación de experimentos subterráneos, como Hyper-Kamiokande, están diseñados para ser sensibles a los neutrinos de explosiones de supernovas tan lejanas como Andrómeda o más allá. ^[12] Además, se especula que también tienen una buena capacidad de apuntar a supernovas. ^[14] ${\displaystyle 10^{5}}$

Significado

Dado que los neutrinos de supernova se originan en las profundidades del núcleo estelar , son un mensajero relativamente fiable del mecanismo de supernova. ^[3] Debido a su naturaleza de interacción débil, las señales de neutrinos de una supernova galáctica pueden dar 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 para los eventos de colapso del núcleo que no resultan en una supernova o cuando la supernova está en una región oscurecida por polvo. ^[14] Las futuras observaciones de neutrinos de supernova limitarán los diferentes modelos teóricos del colapso del núcleo y el mecanismo de explosión, al probarlos contra la información empírica directa del núcleo de la supernova. ^[8]

Debido a su naturaleza débilmente interactiva, los neutrinos a una velocidad cercana a la de la luz emergen rápidamente después del colapso. En contraste, 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 en los observatorios de neutrinos antes que la señal óptica, incluso después de viajar millones de años luz . La detección coincidente de señales de neutrinos de diferentes experimentos proporcionaría una alarma temprana a los astrónomos para dirigir los telescopios a la parte correcta del cielo para capturar la luz de la supernova. El Sistema de Alerta Temprana de Supernovas es un proyecto que tiene como objetivo conectar detectores de neutrinos en todo el mundo y activar los experimentos de contraparte electromagnética en caso de una afluencia 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 una oportunidad para examinar la mezcla de sabores de neutrinos en condiciones de alta densidad. ^[9] Al ser sensibles al ordenamiento de masas de los neutrinos y a la jerarquía de masas, pueden proporcionar información sobre las propiedades de los neutrinos. ^[40] Además, pueden actuar como una vela estándar para medir la distancia cósmica , ya que la señal de la ráfaga de neutronización no depende de su progenitor. ^[41]

Fondo de neutrinos de supernova difundida

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 de núcleo pasadas. ^[1] Su existencia fue predicha incluso antes de la observación de neutrinos de supernova. ^[42] El DSNB se puede utilizar para estudiar la física a escala cosmológica. ^[43] Proporcionan una prueba independiente de la tasa de supernova. ^[8] También pueden dar 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 neutrinos. ^[45] El flujo estimado teóricamente es solo la mitad de este valor. ^[46] Por lo tanto, se espera que la señal DSNB se detecte en un futuro cercano con detectores como JUNO y SuperK-Gd . ^[8] ${\displaystyle 5.5\;\mathrm {cm} ^{-2}\mathrm {s} ^{-1}}$

Notas

1. Supernovas es el plural de supernova y se utiliza 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 los neutrinos como a los antineutrinos emitidos por la supernova.
4. Este número se obtiene a través de simulaciones por computadora de supernovas Tipo II , utilizando la teoría de 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]

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