宇宙のどのオブジェクトがニュートリノに対して最も不透明ですか？

私はこの考えを持っていて、私の最初の推測は「高密度=大量の吸収なので、中性子星だと思います」ですが、このphysics.seの質問は、それが正しくない理由をカバーする素晴らしい答えを持っています。

それでは、どのオブジェクトが通過するニュートリノの最も高い割合を吸収するか、少なくとも良い候補になるでしょうか？ニュートリノの特​​定のエネルギー範囲を自由に仮定してください。ブラックホールは除外します。ブラックホールはすべてを吸収するだけで、それほど興味深いものではないためです。

...では、どのオブジェクトが通過するニュートリノの最も高い割合を吸収するか、少なくとも良い候補になるでしょうか？ニュートリノの特​​定のエネルギー範囲を自由に仮定してください。ブラックホールは除外します。ブラックホールはすべてを吸収するだけで、それほど興味深いものではないためです。

ニュートリノは、最小の質量との旅行の中でてきた光のほぼスピード、このプロパティを、一緒に彼らの弱い相互作用は、すべてが、最も密オブジェクトを通して旅行にそれらを可能にします。

重力によるトラップを除外する回答を求めましたが、途方もなく長いオブジェクトも除外する必要があります。これにより、適度なサイズの（既存の）オブジェクトが非常に高密度に残ります。

$_\odot$

このフェーズは、ニュートリノ縮退エネルギーが物質に伝達されてPNSエンベロープが急速に収縮するときのPNS温度の初期上昇と、その後の一般的な脱レプトン化と冷却によって特徴付けられます。数十秒後、温度は低くなり、ニュートリノは自由行程が星の半径よりも大きいことを意味します。PNSはニュートリノに対して透過的になり、「成熟した」中性子星が誕生します。

原始中性子星の生成については、H.-Thによる「超新星からのニュートリノ放出」（2017年2月28日）で説明されています。じゃんか。4ページにこの簡単なイラストがあります：

_{$\alpha$$v_e$$\dot{M}$$v$）、高密度で高温の超核コアから数十秒かけて拡散します。（図はBurrows、1990bから改作）}

$v$

2ページ目のテキスト：

」...可能である核と自由核子オフニュートリノのニュートラル電流散乱して[興味深い情報がたくさん] ... [最短の引用は] ...、それが認識されたその電子ニュートリノ、電子捕獲によって生成、恒星のコア崩壊の開始時にのみ自由に脱出できます（密度はおよそ10 g cmで始まります）が、密度が低下すると、落下している恒星プラズマによって内部に運ばれます。数回を超える10 g cm$ν_e$$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$。この時点で爆縮が非常に加速しているため、残りの崩壊時間スケールはニュートリノの外方拡散時間スケールよりも短くなり、密度の増加に伴って散乱がますます頻繁になると増加します。その後すぐに、通常はおよそ10 g cmで、電子ニュートリノは恒星プラズマと平衡し、その位相空間を埋めて縮退フェルミガスを形成します。核の飽和密度までの残りの崩壊の間（約2.7×10 g cm$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$）に到達し、核力の反発部分による核物質の非圧縮性により、落下するガス（星プラズマとトラップされたニュートリノ）の中性子星、エントロピー、およびレプトン数（電子と電子ニュートリノ）の形成が可能になります。 ）本質的に一定のままです。電子捕獲によるエントロピーの変化とがトラップが緩やかになるまで逃れるため、恒星コアの崩壊はほぼ断熱的に進行することが明らかになりました（レビューについては、Bethe、1990を参照）。原始中性子星、つまり、最終的な中性子星の、まだ陽子およびレプトンが豊富な、高温で質量が増加している先行物体であり、その超核密度と最大数10 K までの極端な温度数10 MeVに対応）$ν_e$$^{11}$あらゆる種類の（アクティブ）ニュートリノとアンチニュートリノに対して非常に不透明です。ニュートリノは、この極端な環境で生成されると、原始中性子星の「表面」近くの半透明層に到達する前に、頻繁に再吸収、再放出、散乱されます。数桁にわたる密度。ニュートリノは、最終的にこの領域のすぐ上の恒星の媒体から切り離されて脱出する前に、平均して数十億もの相互作用を経験しています。発生中性子星がその重力結合エネルギー（Eq。1）が放射されるまで高輝度でニュートリノを放出できる期間。したがって、数秒間続く。 （Burrows and Lattimer、1986; Burrows、1990a）。

研究では、「スーパーカミオカンデで超新星ニュートリノ光曲線を観察する：10秒以上の予想イベント数」（2019年8月22日）、諏訪雄大、住吉浩介、中里健一郎、高平康史、小尾雄介、森正光、ロジャーAウェンデルは、中カトらのデータベースを使用して、バウンド後20秒までスーパーカミオカンデで観測可能なニュートリノ特性を調査しました。（2013）。このテキストと付随するグラフィックが含まれています。

ページ4：

「ニュートリノ放射流体力学（RHD）シミュレーションは、ショックが復活する前のニュートリノ放出を説明しますが、PNS冷却シミュレーションからのニュートリノ光曲線は、ショックが復活した後の時間に対して妥当です。これらの考慮事項に基づいて、ニュートリノ光曲線は初期および後期フェーズは、バウンス後の = 100、200、または300 ms でのショックの復活を想定した指数関数によって補間されます。図1には、この手順で得られた典型的なニュートリノ光度曲線が表示されています。$t_{revive}$

ページ6：

_{図 1.13M⊙、Z = 0.02、trevive = 300 msモデルのバウンス後の時間の関数としてのニュートリノ光度（上部パネル）と平均エネルギー（下部パネル）。}