Сколько нейтрино проходит через нейтронную звезду?

Быстрый ответ: нейтронные звезды прозрачны для собственных термически нейтрино и любых других нейтрино с энергиями ниже нескольких МэВ после того, как они охладились до сильно вырожденных состояний при температурах$\leq 10^{10}$К. Теперь читайте дальше...

Как предполагает Дмки, взаимодействие нейтрино с веществом в нейтронной звезде будет сильно подавлено.

И барионные (нейтроны и протоны), и лептонные (электроны и, возможно, мюоны) сильно вырождены. Энергии Ферми превышают ГэВ для нейтронов и, возможно, десятки МэВ для электронов. С другой стороны, нейтрино, образующиеся внутри нейтронной звезды, имеют тепловую энергию – на уровне$\sim 10$МэВ, когда нейтронная звезда рождается, но быстро уменьшается... из-за испускания нейтрино!

Я думаю, что здесь происходит две вещи. Во-первых, сечения взаимодействия нейтрино зависят от энергии и быстро уменьшаются с энергией нейтрино по мере остывания нейтронной звезды.

Во-вторых, нейтрино могут взаимодействовать с частицей только в том случае, если они могут передать частице часть своей энергии (рассеяние) или если они могут создать новые частицы (например, обратный бета-распад), но это сложно, если все доступные состояния энергии и импульса для частиц полны, как и в случае вырожденных фермионных газов. По существу, только частицы внутри$\sim kT$могут участвовать энергии Ферми, что составляет очень небольшую долю в сильно вырожденном газе, где$E_F \gg kT$по определению. Следовательно, скорости даже ниже, чем и без того низкие скорости взаимодействия между нейтрино и барионами/лептонами.

Кроме того, события поглощения нейтрино отдельными нейтронами блокируются, потому что энергия и импульс не могут одновременно сохраняться электроном и протоном, которые создаются на вершине соответствующих морей Ферми. Вместо этого для таких реакций требуется дополнительный нейтрон-свидетель третьего тела, что значительно снижает эффективность и, поскольку все реагенты и продукты должны иметь энергию, близкую к их энергии Ферми, приводит к быстрому уменьшению поперечного сечения с температурой.

В результате получается, что протонейтронные звезды и очень молодые нейтронные звезды значительно непрозрачны для$>$МэВ нейтрино, которые они производят при$T>10^{10}$K (процесс захвата нейтрино очень важен в ядре сверхновой), это связано с тем, что нейтрино имеют относительно высокие энергии, а различные виды фермионов не полностью вырождены (плюс в ядре сверхновой больше электронов с более высокими нейтринные сечения). Но когда нейтронная звезда остывает, так что энергии нейтрино падают ниже МэВ (даже через минуту) и составляющие фермионы становятся сильно вырожденными, тогда можно с уверенностью предположить прозрачность нейтрино.

Нейтронные звезды имеют внешнюю кору с невырожденными ядрами, и я ожидаю, что они будут источником нейтринной непрозрачности. Толщина около 1 км, плотность около$10^{15}$кг/м$^3$. Это обеспечивает столбцовую плотность нуклонов около$10^{45}$м$^{-2}$. МэВ нейтрино-нуклонные сечения составляют около$10^{-48}$м$^2$, поэтому материал коры также почти прозрачен даже для нейтрино МэВ.

Некоторые хорошие расчеты, подтверждающие то, что я изложил выше, приведены в Haensel & Jerzak (1987) . Они учитывают процессы как поглощения, так и рассеяния. В$5\times 10^{10}$K, длина свободного пробега до рассеяния составляет около 1 км для нейтрино с несколькими МэВ (ср. радиус нейтронной звезды 10 км), но с сильной обратной зависимостью от энергии. По мере остывания нейтронной звезды длина свободного пробега нейтрино с подобным$E_{\nu}/kT$сильно возрастает по мере$T^{-3}$так что звезда становится полностью прозрачной для собственных тепловых нейтрино к тому времени, когда она достигает$10^{10}$К.

Поглощение немного важнее рассеяния при энергиях 1 МэВ и$T= 5\times10^{10}$K - обеспечивает длину свободного пробега около 10 км, но ее значение уменьшается при охлаждении, поскольку$T^{4}$, так что опять полная прозрачность для тепловых нейтрино по$10^{10}$К.