초신성 중성미자

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초신성 중성미자는 핵붕괴 초신성 ^[1]폭발 중에 생성되는 약하게 상호작용하는 소립자이다.질량이 큰 별은 수명이 다하면 붕괴하고 모든 렙톤 ^[2]맛에서 10개의 중성미자와 반중성미자를 방출한다⁵⁸.중성미자와 반중성미자종의 광도는 대략 비슷하다.^[3]그것들은 수십 ^[4][5]초 동안 지속되는 폭발로 죽어가는 별의 중력 에너지의 약 99%를 빼앗아 갑니다.전형적인 초신성 중성미자 에너지는 10-20 ^[6]MeV이다.초신성은^[a] MeV 에너지 범위에서 가장 강하고 가장 빈번한 우주 중성미자로 여겨진다.

중성미자는 초신성의 중심에서 생성되기 때문에 별의 붕괴와 ^[7]폭발에 중요한 역할을 한다.중성미자 가열은 초신성 ^[1]폭발의 중요한 요인으로 여겨진다.따라서 초신성에서 중성미자를 관찰하면 핵 붕괴와 폭발 ^[8]메커니즘에 대한 자세한 정보를 얻을 수 있다.또, 초신성의 밀집한 내부에서의 집단적인 맛 변환이 진행되고 있는 중성미자는 중성미자와 중성미자의 ^[9]상호작용을 연구할 기회를 제공한다.지금까지 발견된 유일한 초신성 중성미자 사건은 SN ^[b]1987A이다.그럼에도 불구하고, 현재의 검출기 민감도에서는 은하핵 붕괴 초신성에서 발생하는 수천 개의 중성미자 이벤트가 ^[11]관찰될 것으로 예상된다.차세대 실험은 안드로메다나 그 ^[12]이상까지 초신성 폭발로 인한 중성미자에 민감하게 반응하도록 설계되었다.초신성의 관측은 다양한 천체물리학적 현상과 입자물리학적 ^[13]현상에 대한 우리의 이해를 넓힐 것이다.게다가, 다른 실험에서 초신성 중성미자의 동시 검출은 천문학자들에게 ^[14]초신성에 대한 조기 경보를 제공할 것이다.

역사

스털링 A.콜게이트와 리처드 H.White와 독립적으로 W.^[16][17] David Arnett은 핵붕괴에서 중성미자의 역할을 확인하였고, 이는 초신성 폭발 메커니즘 ^[6]이론의 후속 개발을 가져왔다.1987년 2월, 초신성 중성미자의 관측은 중성미자와 초신성의 이론적인 관계를 실험적으로 검증했다.SN 1987A로 알려진 노벨상 수상 ^[6]사건은 51kpc 떨어진 ^[18]우리 은하 바깥의 대마젤란 구름에서 청색 초거성 Sanduleak -69°202가 붕괴된 것입니다.약하게 상호작용하는 약 10개의 가벼운 중성미자가 생성되어^{58 [19]}초신성의 거의 모든 에너지를 빼앗아 갔다.가미오칸데 II와 IMB 등 2개의 킬로톤급 수상 체렌코프 검출기와 더 작은 박산 관측소는 약 13초 ^[6]동안 총 25개의 중성미자^[19] 이벤트를 검출했다.중성미자 에너지가 뮤온이나 타우 ^[19]생산 한계치를 밑돌았기 때문에 전자형 중성미자만 검출됐다.SN 1987A 중성미자 데이터는 희박하지만 중력붕괴와 관련된 중성미자 ^[19]방출의 기본 초신성 모델의 두드러진 특징을 확인했다.충전과 붕괴율 ^[19][20]등 중성미자 성질에 강한 제약을 가했다.이 관측은 초신성과 중성미자 ^[15]물리학 분야에서 획기적인 발견으로 여겨진다.

특성.

중성미자는 페르미온, 즉 1/2 스핀의 소립자이다.그들은 약한 상호작용과 ^[21]중력을 통해서만 상호작용합니다.핵붕괴 초신성은 ${\displaystyle {\mathrm{수십}}^{}}$ 초의 시간 척도로$최대 1052의$중성미자와$$ 반중성미자를 방출한다.^[2][c]초신성 중성미자는 죽어가는 별의 중력 에너지의 약 99%를 운동 ^[5][d]에너지의 형태로 운반합니다.에너지는 대략 세 가지 맛의 중성미자와 세 가지 맛의 안티뉴트리노로 ^[22]균등하게 나뉩니다.평균 에너지는 10MeV입니다.^[23]초신성의 중성미자 광도는 일반적으로 10 ${\displaystyle {}^{}}$ e ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle g}$ (\$displaystyle$ 10$^{52)$${\displaystyle {}^{}}$$ergs -$$$ (\$displaystyle$ s$^{-1$^[24]이다.핵 붕괴 현상은 MeV 에너지 ^[6]범위에서 가장 강하고 빈번한 우주 중성미자의 원천이다.

초신성 동안 중성미자는 중심핵 안에서 엄청나게 많이 생성된다.그러므로, 그것들은 붕괴와 초신성 ^[25]폭발에 근본적인 영향을 미친다.중성미자 가열은 초신성 ^[1]폭발의 원인이 될 것으로 예상된다.붕괴와 폭발 시 중성미자 진동이 중력파 ^[26]폭발을 일으킨다.또한 중성미자 상호작용은 중성자 대 양성자 비율을 설정하여 중성미자 구동 바람에서 ^[27]무거운 원소의 핵합성 결과를 결정한다.

생산.

초신성 중성미자는 거대한 별이 수명을 다해 붕괴하면서 폭발로 ^[6]외부 맨틀을 방출할 때 생성됩니다.윌슨의 지연된 중성미자 폭발 메커니즘은 중심핵 붕괴 ^[1]초신성을 설명하기 위해 30년 동안 사용되어 왔다.

수명이 다 할 무렵에, 거대한 별은 철심을 가진 양파가 겹겹이 쌓인 원소 껍질로 이루어져 있다.붕괴 초기 단계에서, 전자 중성미자는 철-핵 내부에 ^[15]결합된 양성자에 전자 포획을 통해 생성됩니다.

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

위의 반응은 중성자가 풍부한 핵을 만들어 핵의 중성화를 이끈다.따라서 이를 중성화 단계라고 합니다.이 핵들 중 일부는 베타 붕괴를 거쳐 반전자 중성미자를 ^[15]생성한다.

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

위의 과정은 코어 에너지와 그 렙톤 밀도를 감소시킨다.따라서 전자 퇴행성 압력은 중력에 대항해 항성핵을 안정시킬 수 없고 별은 ^[15]붕괴한다.중심붕괴영역의 밀도가 10 g/cm를³ 넘으면¹² 중성미자의 확산시간이 붕괴시간을 초과한다.따라서 중성미자는 핵 안에 갇히게 되었다.노심의 중심부가 핵밀도(~ 10¹⁴ g/cm³)에 도달하면 핵압력에 의해 붕괴가 ^[28]가속된다.이것은 초신성 ^[15]폭발을 일으키는 외부 코어(철심 영역)에 충격파를 발생시킨다.갇힌 전자 중성미자는 처음 수십 밀리초 ^[3][29]안에 중성미자 폭발의 형태로 방출된다.시뮬레이션을 통해 중성미자 폭발과 철의 광분해가 철심을 ^[1]통한 전파로부터 밀리초 이내에 충격파를 약화시킨다는 것을 알 수 있다.충격파의 약화로 중성자별을 ^[e]형성하는 질량 인폴이 발생한다.이 단계를 부가 단계라고 하며 수십 ~ 수백 ^[3]밀리초 동안 지속됩니다.고밀도 영역은 중성미자를 ^[15]포획합니다.온도가 10MeV에 이르면 열광자가 전자-양전자 쌍을 생성합니다.중성미자와 반중성미자는 전자-양전자 쌍의 ^[19]약한 상호작용을 통해 생성된다.

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

전자 풍미의 광도는 비전자 ^[3]풍미의 광도보다 상당히 높습니다.압축 가열된 코어에서 중성미자 온도가 상승하면 중성미자는 자유 핵자와 ^[1]대전 전류 반응을 통해 충격파에 에너지를 공급합니다.

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

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

중성미자 가열에 의해 발생하는 열압이 유입물질의 압력 이상으로 증가하면 정지된 충격파가 회춘되어 중성미자가 방출된다.중성자별은 중성미자 쌍의 생성과 중성미자 방출이 계속됨에 따라 냉각됩니다.따라서 냉각 ^[15]단계로 알려져 있습니다.다른 중성미자와 반중성미자 종의 광도는 대략 같다.^[3]초신성 중성미자의 광도는 수십 ^[15]초 후에 현저하게 감소합니다.

진동

초신성 ^[30]폭발의 컴퓨터 시뮬레이션에서 중성미자 구동 가열 메커니즘을 구현하려면 충격파의 배후에 있는 중성미자의 플럭스와 풍미 함량에 대한 지식이 필수적이다.고밀도 물질의 중성미자 진동은 활발한 ^[31]연구 분야이다.

중성미자는 원형 중성자 별에서 열적으로 분리된 후 맛 전환 과정을 거친다.중성미자 전구 모형에서는 모든 ^[32]맛의 중성미자가 별의 표면 근처에 있는 하나의 날카로운 표면에서 분리됩니다.또, 다른 방향으로 이동하는 중성미자는, 중심으로부터 일정 거리 R에 도달했을 때에, 같은 경로 길이로 이동한다고 가정한다.이 가정은 초신성의 구형 대칭성과 함께 우리가 앙상블과 같은 맛으로 방출된 중성미자를 취급할 수 있게 하고 거리의 ^[22]함수로만 그 진화를 설명할 수 있게 해주는 단일 각도 근사라고 알려져 있다.

각 에너지 모드에 대한 중성미자의 향미 진화는 밀도 ^[22]매트릭스로 설명됩니다.

${\displaystyle {\hat {rho }}_{t}=\sum _{\alpha =e,\mu,\display}{\frac {\frac }{\frac {-t}}}{\frac }{\frac }{\frac }} {\frak } {\nu } {\f} } }$

$여기$서 L $α는$기하급수적으로 떨어지는 원중성자별 표면에서의 초기 중성미자 광도이다$.$$붕괴시간$을 ${\$ {$displaystyle$ \ $tau$ $\}$로 $가정$하면 특정 플레이버의 단위시간당 방출되는 총 에너지는 L ${\displaystyle {{}_{}}_{}{}^{\frac{}{}}}$e - ${\displaystyle {\frac{}{}}^{}}$ ${\$ { $display$L _ { \ $nu$ $_$$${ \ $alpha$} e^ { \ $frac${ -$tau }$ {\ ${\displaystyle {}_{}}$ { - $tau$ }$$$\}$${\displaystyle }$⟨ ${\displaystyle {E{}_{}}_{}}$ ${\displaystyle {{}_{}}_{}}$⟩ ⟩ \ $display$ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ \ l ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩ ⟩따라서, 분율은 그 맛에서 시간 단위당 방출되는 중성미자의 수를 나타낸다.${\displaystyle f_{}}$ ${\displaystyle {{\alpha }_{}}_{}}$(${\displaystyle E}$) {$displaystyle f_{\nu$ _${\alpha }}}(E)$는 대응하는 플레이버의 정규화된 에너지 분배입니다.

항뉴트리노에도 같은 ^[22]공식이 적용된다.

중성미자 광도는 다음 ^[22]관계에서 확인할 수 있습니다.

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

방출된 결합 에너지가 세 가지 중성미자와 세 가지 맛의 안티뉴트리노 ^[22]사이에서 동등하게 분배되기 때문에 적분은 6을 곱합니다.

밀도 연산자의 진화는 Liouville의 [22]방정식에 의해 주어진다.

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

해밀턴 $H{\displaystyle {\stackrel{}{}}_{}}$^${\displaystyle {}_{}{t}_{}}$ (${\displaystyle E}$ ,${\displaystyle r}$) ( \ $displaystyle${ hat ${ H$}} _ {$t}(E$,$$r )$$에는 진공$$ 진동, 전자와 ^[33]양성자에서 나오는 중성미자의 대전 전류 상호작용 및 중성미자-중성미자 ^[34]상호작용이 포함됩니다.중성미자 자가 상호작용은 집합적인 맛 변환을 초래하는 비선형 효과입니다.상호작용 주파수가 진공 발진 주파수를 초과하는 경우에만 유의합니다.일반적으로 중심에서 몇 백 킬로미터 떨어진 후에는 무시할 수 있게 됩니다.그 후, 미케예프-스미르노프-울펜슈타인-별의 외피 안에 있는 물질과의 공명은 중성미자의 ^[33]진화를 설명할 수 있다.

검출

초신성 중성미자를 관찰하는 데는 몇 가지 다른 방법이 있다.거의 모든 것이 중성미자를 검출하기 위한 역 베타 붕괴 반응을 수반한다.반응은 대전 전류 약 상호작용으로, 전자 반중성자가 양성자와 상호작용하여 양전자와 ^[35]중성자를 생성한다.

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

양전자는 들어오는 중성미자의 에너지 대부분을 보유하고 있다.검출기 ^[35]벽에 배열된 광전자 증배관(PMT)에 의해 검출되는 체렌코프 빛의 원뿔을 생성한다.지구 물질의 중성미자 진동은 실험 ^[36]시설에서 검출된 초신성 중성미자 신호에 영향을 미칠 수 있다.

초신성 중성미자를^[14] 관측할 수 있는 현재의 검출기

워터 체렌코프 검출기	슈퍼카미오칸데, 하이퍼카미오칸데, 아이스큐브, KM3NeT, 바이칼
섬광기 검출기	박산, LVD, 보렉시노, 캄랜드, JUNO, SNO+, NOaA
납 기반 검출기	헤일로
액체 귀금속 암흑물질 검출기	ArDM, 제논
액체 아르곤 시간 투영 챔버 검출기	사구
기타 검출기	엑소

현재의 검출기 감도를 통해 은하핵 붕괴 초신성에서 발생하는 수천 개의 중성미자 이벤트가 ^[11]관찰될 것으로 예상된다.Hyper-Kamiokande 또는 IceCube와 같은 대규모 검출기는 ${\displaystyle {\mathrm{최대}}^{}}$ ${\displaystyle {10개}^{}}$의$$5개(\^[37]$style$ 10$^{5})$ 이벤트를$$ 검출할 수 있습니다.불행하게도,^[b] SN 1987A는 지금까지 발견된 유일한 초신성 중성미자 사건이다.지난 120년 ^[38]동안 은하수에서 은하수 초신성은 ^[39]한 세기 당 0.8-3의 예상 속도에도 불구하고 없었다.그럼에도 불구하고, 10 kPc 거리의 초신성은 중성미자 신호에 대한 자세한 연구를 가능하게 할 것이며, 독특한 ^[13]물리학적 통찰력을 제공할 것이다.게다가, 차세대 지하 실험입니다.하이퍼-카미오칸데처럼 안드로메다나 그 ^[12]너머까지 초신성 폭발로 인한 중성미자에 민감하도록 설계되어 있다.또한 초신성 포인팅 능력도 ^[14]좋은 것으로 추측된다.

중요성

초신성 중성미자는 항성핵 안쪽에서 생성되기 때문에 초신성 ^[3]메커니즘의 비교적 신뢰할 수 있는 전달자입니다.은하 초신성의 중성미자 신호는 약하게 상호작용하기 때문에 핵붕괴의 중심에 있는 물리적 조건에 대한 정보를 제공할 수 있으며, 그렇지 않으면 접근할 ^[8]수 없습니다.게다가, 그것들은 초신성을 일으키지 않거나 초신성이 먼지로 ^[14]뒤덮인 지역에 있을 때 일어나는 핵 붕괴 사건에 대한 유일한 정보원이다.초신성 중성미자의 미래 관측은 초신성 ^[8]중심핵으로부터의 직접 경험적 정보에 대한 테스트를 통해 중심핵 붕괴와 폭발 메커니즘의 다른 이론 모델을 제한할 것이다.

중성미자는 약하게 상호작용하기 때문에 붕괴 후 바로 나타난다.반대로, 광자 신호가 별의 외피에서 나오기까지는 몇 시간 또는 며칠의 지연이 있을 수 있다.따라서 초신성은 중성미자 관측소에서 먼저 관측될 것이다.서로 다른 실험의 중성미자 신호를 동시에 발견하면 천문학자들은 초신성의 빛을 포착하기 위해 망원경을 오른쪽 하늘로 향하게 될 것이다.초신성 조기경보시스템은 중성미자 검출기를 전 세계에 연결하고,^[14] 검출기에 중성미자가 갑자기 유입될 경우 전자파 실험을 개시하는 것을 목적으로 하는 프로젝트이다.

초신성의 밀도가 높고 난기류인 내부를 통해 전파되는 중성미자의 향미 진화는 중성미자와 중성미자의 상호작용과 관련된 집단행동에 의해 지배된다.따라서 초신성 중성미자는 고밀도 ^[9]조건에서 중성미자 혼합을 조사할 수 있는 기회를 제공한다.중성미자 질량 순서와 질량 계층에 민감하기 때문에 중성미자 ^[40]특성에 대한 정보를 제공할 수 있습니다.또한 중성화 버스트 신호는 ^[41]그 전조에 의존하지 않기 때문에 거리를 측정하는 표준 초로서 기능할 수 있다.

확산 초신성 중성미자 배경

확산 초신성 중성미자 배경(DSNB)은 과거 모든 핵 붕괴 ^[1]초신성에서 방출된 중성미자가 축적되어 형성된 (반) 중성미자의 우주 배경입니다.그들의 존재는 초신성 중성미자가 ^[42]관측되기 전부터 예견되었다.DSNB는 우주론적 ^[43]규모로 물리학을 연구하는 데 사용될 수 있습니다.그들은 초신성 ^[8]비율에 대한 독립적인 테스트를 제공한다.그들은 또한 중성미자 방출 특성, 별의 역학,^[44] 실패한 조상들에 대한 정보를 줄 수 있다.Super-Kamiokande는 DSNB 플럭스의 관측 상한을 중성미자 에너지 ^[45]19.3MeV보다 5${\displaystyle \mathrm{.}{\mathrm{5c}}^{}}$- ${\displaystyle {}^{}{\mathrm{}}^{}}$-$$({$디스플레이 스타일$5.$5\;\mathrm$ {$cm}^{-2}\mathrm$ {$s}^{-1})$로 설정했다.이론적으로 추정된 플럭스는 이 ^[46]값의 절반에 불과합니다.따라서 DSNB 신호는 가까운 장래에 JUNO나 SuperK-Gd ^[8]등의 검출기로 검출될 것으로 예상됩니다.

메모들

레퍼런스