نيوترينوات المستعر الأعظم

نيوترينوات المستعرات العظمى هي جسيمات أولية ضعيفة التفاعل تُنتج أثناء انفجار مستعر أعظم ناتج عن انهيار النواة . ^{[ 1 ]} ينهار نجم ضخم في نهاية حياته، مُصدرًا ما يقارب 10⁵⁸ ^{نيوترينو} ونيوترينو مضاد من جميع أنواع الليبتونات . ^{[ 2 ]} تتشابه تقريبًا شدة إشعاع أنواع النيوترينو والنيوترينو المضاد المختلفة. [ ^{3 ] تحمل} هذه النيوترينوات حوالي 99% من طاقة الجاذبية للنجم المحتضر على شكل انفجار يستمر لعشرات الثواني. ^{[ 4 ] [ 5 ]} تتراوح طاقات نيوترينوات المستعرات العظمى النموذجية بين10 إلى 20 ميغا إلكترون فولت  . ^{[ 6 ]} تعتبر المستعرات العظمى ^{[ أ ]} أقوى مصدر وأكثرها تكرارًا للنيوترينوات الكونية في نطاق طاقة ميغا إلكترون فولت.

بما أن النيوترينوات تتولد في قلب المستعر الأعظم، فإنها تلعب دورًا حاسمًا في انهيار النجم وانفجاره. ^{[ 7 ]} ويُعتقد أن تسخين النيوترينوات عاملٌ بالغ الأهمية في انفجارات المستعرات العظمى. ^{[ 1 ]} لذا، فإن رصد النيوترينوات المنبعثة من المستعرات العظمى يوفر معلوماتٍ تفصيلية حول انهيار النواة وآلية الانفجار. ^{[ 8 ]} علاوةً على ذلك، فإن النيوترينوات التي تخضع لتحولاتٍ جماعية في النكهة داخل المستعر الأعظم الكثيف تُتيح فرصًا لدراسة تفاعلات النيوترينو-نيوترينو. ^{[ 9 ]} الحدث الوحيد للنيوترينوات المنبعثة من مستعر أعظم تم رصده حتى الآن هو SN 1987A . ^{[ ب ]} ومع ذلك، فإنه من المتوقع، في ظل حساسية أجهزة الكشف الحالية، رصد آلاف الأحداث للنيوترينوات المنبعثة من مستعر أعظم ناتج عن انهيار النواة في المجرة. ^{[ 11 ]} وقد صُممت تجارب الجيل القادم لتكون حساسةً للنيوترينوات المنبعثة من انفجارات المستعرات العظمى حتى مجرة ​​أندروميدا أو أبعد منها. ^{[ 12 ]} ستساهم مراقبة المستعرات العظمى في توسيع فهمنا لمختلف الظواهر الفيزيائية الفلكية وفيزياء الجسيمات . ^{[ 13 ]} علاوة على ذلك، فإن الكشف المتزامن عن نيوترينو المستعرات العظمى في تجارب مختلفة سيوفر إنذارًا مبكرًا لعلماء الفلك بشأن حدوث مستعر أعظم. ^{[ 14 ]}

حدد ستيرلينغ أ. كولجيت وريتشارد هـ. وايت، ^{[ 16 ]} وبشكل مستقل دبليو. ديفيد أرنيت، ^{[ 17 ]} دور النيوترينوات في انهيار النواة، مما أدى إلى تطوير نظرية آلية انفجار المستعر الأعظم. ^{[ 6 ]} في فبراير 1987، أكدت الملاحظة التجريبية لنيوترينوات المستعر الأعظم العلاقة النظرية بين النيوترينوات والمستعرات العظمى. الحدث الحائز على جائزة نوبل ، ^{[ 6 ]} والمعروف باسم SN 1987A ، كان انهيار نجم عملاق أزرق ساندولياك -69° 202 ، في سحابة ماجلان الكبرى خارج مجرتنا ، على بعد 51 ألف فرسخ فلكي. ^{[ 18 ]}تم إنتاج 1058 ^{نيوترينو} خفيف الوزن ضعيف التفاعل، حاملاً معه معظم طاقة المستعر الأعظم. ^{[ 19 ]} رصد كاشفا تشيرينكوف المائيان ، كاميوكاندي 2 و IMB ، اللذان تبلغ طاقتهما كيلوطنًا ، بالإضافة إلى مرصد باكسان الأصغر حجمًا ، ما مجموعه 25 حدثًا نيوترينويًا ^{[ 19 ]} على مدى حوالي 13 ثانية. ^{[ 6 ]} لم يتم رصد سوى نيوترينوات من نوع الإلكترون لأن طاقات النيوترينو كانت أقل من عتبة إنتاج الميون أو التاو. ^{[ 19 ]} أكدت بيانات نيوترينو المستعر الأعظم SN 1987A، على الرغم من ندرتها، السمات البارزة لنموذج المستعر الأعظم الأساسي للانهيار الجذبي وانبعاث النيوترينو المصاحب له. ^{[ 19 ]} وقد فرضت قيودًا قوية على خصائص النيوترينو مثل الشحنة ومعدل الاضمحلال. ^{[ 19 ] [ 20 ]} يُعتبر هذا الرصد إنجازًا هامًا في مجال فيزياء المستعرات العظمى والنيوترينو. ^{[ 15 ]}

النيوترينوات هي فرميونات ، أي جسيمات أولية ذات لف مغزلي مقداره 1/2 . تتفاعل فقط من خلال التفاعل الضعيف والجاذبية . ^{[ 21 ]} يُصدر المستعر الأعظم الناتج عن انهيار النواة دفقة من الطاقة مقدارها ~${\displaystyle 10^{52}}$النيوترينوات والنيوترينوات المضادة على نطاق زمني يبلغ عشرات الثواني. ^{[ 2 ] [ ج ]} تحمل نيوترينوات المستعر الأعظم حوالي 99% من طاقة الجاذبية للنجم المحتضر على شكل طاقة حركية. ^{[ 5 ] [ د ]} تُقسم الطاقة بالتساوي تقريبًا بين الأنواع الثلاثة من النيوترينوات والأنواع الثلاثة من النيوترينوات المضادة. ^{[ 22 ]} يبلغ متوسط ​​طاقتها حوالي 10 ميغا إلكترون فولت. ^{[ 23 ]} عادةً ما يكون لمعان نيوترينو المستعر الأعظم في حدود${\displaystyle 10^{45}{\text{J}}}$${\displaystyle {\text{s}}^{-1}}$أو${\displaystyle 10^{45}{\text{W}}}$[ ^{24 ]} تُعدّ أحداث انهيار النواة أقوى مصادر النيوترينوات الكونية وأكثرها تواتراً في نطاق طاقة الميغا إلكترون فولت ^{. [ 6 ]}

أثناء انفجار المستعر الأعظم، تُنتَج النيوترينوات بأعداد هائلة داخل النواة. ولذلك، فإن لها تأثيرًا جوهريًا على الانهيار وانفجار المستعر الأعظم. ^{[ 25 ]} يُتوقع أن يكون تسخين النيوترينوات مسؤولًا عن انفجار المستعر الأعظم. ^{[ 1 ]} تُولِّد تذبذبات النيوترينوات أثناء الانهيار والانفجار موجات الجاذبية . ^{[ 26 ]} علاوة على ذلك، تُحدِّد تفاعلات النيوترينوات نسبة النيوترونات إلى البروتونات، مما يُحدِّد ناتج التخليق النووي للعناصر الأثقل في الرياح الناتجة عن النيوترينوات. ^{[ 27 ]}

تُنتَج نيوترينوات المستعر الأعظم عندما ينهار نجم ضخم في نهاية عمره، قاذفًا غلافه الخارجي في انفجار هائل. ^{[ 6 ]} وقد استُخدمت آلية انفجار النيوترينو المتأخرة لـ ويلسون لمدة 30 عامًا لتفسير المستعر الأعظم الناتج عن انهيار النواة. ^{[ 1 ]}

في أواخر عمر النجم، يتكون النجم الضخم من طبقات متداخلة من العناصر ذات نواة حديدية. خلال المرحلة المبكرة من الانهيار، تتولد نيوترينوات الإلكترون من خلال التقاط الإلكترونات بواسطة البروتونات المرتبطة داخل نوى الحديد: ^{[ 15 ]}

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

ينتج عن التفاعل المذكور أعلاه نوى غنية بالنيوترونات ، مما يؤدي إلى نيترة النواة. ولذلك، تُعرف هذه المرحلة بمرحلة النيوترنة . تخضع بعض هذه النوى لتحلل بيتا وتنتج نيوترينوات مضادة للإلكترونات: ^{[ 15 ]}

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

تُقلل العمليات المذكورة أعلاه من طاقة النواة وكثافة الليبتونات فيها. وبالتالي، يعجز ضغط انحلال الإلكترونات عن تثبيت نواة النجم في مواجهة قوة الجاذبية، فينهار النجم. ^{[ 15 ]} عندما تتجاوز كثافة المنطقة المركزية للانهيار قيمة معينة.عند كثافة ^10¹²  غ/سم³ ^، يتجاوز زمن انتشار النيوترينوات زمن الانهيار. لذلك، تُحاصر النيوترينوات داخل النواة. عندما تصل المنطقة المركزية من النواة إلى كثافة نووية (حوالي 10¹⁴ ^غ /سم³ ⁾ ، يتسبب الضغط النووي في إبطاء الانهيار. ^{[ 28 ]} يُولّد هذا موجة صدمية في النواة الخارجية (منطقة النواة الحديدية)، مما يُحفّز انفجار المستعر الأعظم. ^{[ 15 ]} تُطلق نيوترينوات الإلكترون المحصورة على شكل انفجار نيوترينوي في العشرات الأولى من المللي ثواني. ^{[ 3 ] [ 29 ]} وُجد من خلال المحاكاة أن انفجار النيوترينو والتفكك الضوئي للحديد يُضعفان الموجة الصدمية في غضون ملي ثواني من انتشارها عبر النواة الحديدية. ^{[ 1 ]} يؤدي ضعف الموجة الصدمية إلى سقوط كتلة، مما يُشكّل نجمًا نيوترونيًا . ^{[ هـ ]} تُعرف هذه المرحلة بمرحلة التراكم ، وتستمر من بضع عشرات إلى بضع مئات من المللي ثوانٍ. ^{[ 3 ]} تحبس المنطقة عالية الكثافة النيوترينوات. ^{[ 15 ]} عندما تصل درجة الحرارة إلى 10 ميغا إلكترون فولت، تُولّد الفوتونات الحرارية أزواجًا من الإلكترونات والبوزيترونات . تتولد النيوترينوات والنيوترينوات المضادة من خلال التفاعل الضعيف لأزواج الإلكترونات والبوزيترونات: ^{[ 19 ]}

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

إن لمعان نكهة الإلكترون أعلى بكثير من لمعان غير الإلكترونات. ^{[ 3 ]} ومع ارتفاع درجة حرارة النيوترينو في النواة المسخنة بالضغط، تعمل النيوترينوات على تنشيط الموجة الصدمية من خلال تفاعلات التيار المشحون مع النيوكليونات الحرة: ^{[ 1 ]}

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

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

عندما يرتفع الضغط الحراري الناتج عن تسخين النيوترينو فوق ضغط المادة المتساقطة، تتجدد الموجة الصدمية المتوقفة، وتنطلق النيوترينوات. يبرد النجم النيوتروني مع استمرار إنتاج أزواج النيوترينو وانبعاثها. ولذلك، تُعرف هذه المرحلة بمرحلة التبريد . ^{[ 15 ]} تتشابه لمعان أنواع النيوترينو والنيوترينو المضاد المختلفة تقريبًا. ^{[ 3 ]} ينخفض ​​لمعان نيوترينو المستعر الأعظم بشكل ملحوظ بعد بضع عشرات من الثواني. ^{[ 15 ]}

يُعدّ فهم تدفق ونكهة النيوترينوات التي تقف وراء الموجة الصدمية أمرًا أساسيًا لتطبيق آلية التسخين المدفوعة بالنيوترينوات في عمليات المحاكاة الحاسوبية لانفجارات المستعرات العظمى. ^{[ 30 ]} وتُعتبر تذبذبات النيوترينوات في المادة الكثيفة مجالًا بحثيًا نشطًا. ^{[ 31 ]}

تخضع النيوترينوات لتحولات في نكهتها بعد انفصالها الحراري عن النجم النيوتروني الأولي . في نموذج انتفاخ النيوترينو، تنفصل نيوترينوات جميع النكهات عند سطح حاد واحد بالقرب من سطح النجم. ^{[ 32 ]} كما يُفترض أن النيوترينوات التي تتحرك في اتجاهات مختلفة تقطع نفس طول المسار للوصول إلى مسافة معينة R من المركز. يُعرف هذا الافتراض بتقريب الزاوية الواحدة، والذي يسمح لنا، إلى جانب التناظر الكروي للمستعر الأعظم، بمعاملة النيوترينوات المنبعثة من نفس النكهة كمجموعة واحدة ووصف تطورها كدالة للمسافة فقط. ^{[ 22 ]}

يتم وصف تطور نكهة النيوترينوات لكل نمط طاقة بواسطة مصفوفة الكثافة: ^{[ 22 ]}

$// }}(E)|\nu _{\alpha }\rangle \langle \nu _{\alpha }|}$

هنا،${\displaystyle L_{\nu _{\alpha }}}$تمثل λ₀ اللمعان الأولي للنيوترينو على سطح نجم نيوتروني أولي، والذي يتناقص أُسّيًا. بافتراض زمن اضمحلال قدره λ₀.${\displaystyle \tau }$يمكن التعبير عن إجمالي الطاقة المنبعثة لكل وحدة زمنية لنكهة معينة بالصيغة التالية:${\displaystyle L_{\nu _{\alpha }}e^{\frac {-t}{\tau }}}$.${\displaystyle \langle E_{\nu _{\alpha }}\rangle }$يمثل متوسط ​​الطاقة. لذلك، يعطي الكسر عدد النيوترينوات المنبعثة لكل وحدة زمنية من هذا النوع.${\displaystyle f_{\nu _{\alpha }}(E)}$يمثل توزيع الطاقة المعياري للنكهة المقابلة.

وينطبق نفس المبدأ على مضادات النيوترينو أيضاً. ^{[ 22 ]}

يتم إيجاد لمعان النيوترينو من خلال العلاقة التالية: ^{[ 22 ]}

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

يتم ضرب التكامل في 6 لأن طاقة الربط المنطلقة تنقسم بالتساوي بين الأنواع الثلاثة من النيوترينوات والأنواع الثلاثة من مضادات النيوترينوات. ^{[ 22 ]}

يُعطى تطور عامل الكثافة بواسطة معادلة ليوفيل : ^{[ 22 ]}

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

الهاميلتوني${\displaystyle {\hat {H}}_{t}(E,r)}$يشمل ذلك تذبذبات الفراغ، وتفاعل التيار المشحون للنيوترينوات من الإلكترونات والبروتونات، ^{[ 33 ]} بالإضافة إلى تفاعلات النيوترينو-نيوترينو. ^{[ 34 ]} تُعدّ التفاعلات الذاتية للنيوترينو تأثيرات غير خطية تؤدي إلى تحولات جماعية في النكهة. وتكون هذه التفاعلات ذات أهمية فقط عندما يتجاوز تردد التفاعل تردد تذبذبات الفراغ. وعادةً ما تصبح ضئيلة بعد بضع مئات من الكيلومترات من المركز. بعد ذلك، يمكن لرنين ميخيف-سميرنوف-وولفنشتاين مع المادة الموجودة في الغلاف النجمي أن يصف تطور النيوترينو. ^{[ 33 ]}

توجد عدة طرق مختلفة لرصد نيوترينوات المستعرات العظمى. وتعتمد جميعها تقريبًا على تفاعل التحلل بيتا العكسي للكشف عن النيوترينوات. هذا التفاعل هو تفاعل ضعيف للتيار المشحون ، حيث يتفاعل نيوترينو مضاد للإلكترون مع بروتون لينتج بوزيترونًا ونيوترونًا: ^{[ 35 ]}

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

يحتفظ البوزيترون بمعظم طاقة النيوترينو الوارد. وينتج مخروطًا من ضوء تشيرينكوف ، الذي يتم رصده بواسطة أنابيب مضاعفة ضوئية (PMT) مثبتة على جدران الكاشف. ^{[ 35 ]} قد تؤثر تذبذبات النيوترينو في مادة الأرض على إشارات نيوترينو المستعر الأعظم التي يتم رصدها في المرافق التجريبية. ^{[ 36 ]}

بفضل حساسية أجهزة الكشف الحالية، من المتوقع رصد آلاف أحداث النيوترينو الناتجة عن انفجار مستعر أعظم في مجرتنا. ^{[ 11 ]} ويمكن لأجهزة الكشف واسعة النطاق، مثل هايبر-كاميوكاندي وآيس كيوب، رصد ما يصل إلى${\displaystyle 10^{5}}$ events.^[37] Unfortunately, SN 1987A is the only supernova neutrino event detected so far.^[b] There have not been any galactic supernova in the Milky Way in the last 120 years,^[38] despite the expected rate of 0.8-3 per century.^[39] Nevertheless, a supernova at 10 kPc distance will enable a detailed study of the neutrino signal, providing unique physics insights.^[13] Additionally, the next generation of underground experiments, like Hyper-Kamiokande, are designed to be sensitive to neutrinos from supernova explosions as far as Andromeda or beyond.^[12] Further they are speculated to have good supernova pointing capability too.^[14]

Since supernova neutrinos originate deep inside the stellar core, they are a relatively reliable messenger of the supernova mechanism.^[3] Due to their weakly interacting nature, the neutrino signals from a galactic supernova can give information about the physical conditions at the center of core collapse, which would be otherwise inaccessible.^[8] Furthermore, they are the only source of information for core-collapse events which don't result in a supernova or when the supernova is in a dust-obscured region.^[14] Future observations of supernova neutrinos will constrain the different theoretical models of core collapse and explosion mechanism, by testing them against the direct empirical information from the supernova core.^[8]

Due to their weakly interacting nature, near light speed neutrinos emerge promptly after the collapse. In contrast, there may be a delay of hours or days before the photon signal emerges from the stellar envelope. Therefore, a supernova will be observed in neutrino observatories before the optical signal, even after travelling millions of light years. The coincident detection of neutrino signals from different experiments would provide an early alarm to astronomers to direct telescopes to the right part of the sky to capture the supernova's light. The Supernova Early Warning System is a project which aims to connect neutrino detectors around the world, and trigger the electromagnetic counterpart experiments in case of a sudden influx of neutrinos in the detectors.^[14]

يخضع تطور نكهة النيوترينوات، المنتشرة عبر باطن المستعر الأعظم الكثيف والمضطرب، لسيطرة السلوك الجماعي المرتبط بتفاعلات النيوترينو-نيوترينو. ولذلك، تُتيح نيوترينوات المستعرات العظمى فرصةً لدراسة مزج نكهات النيوترينوات في ظل ظروف الكثافة العالية. ^{[ 9 ]} ونظرًا لحساسيتها لترتيب كتلة النيوترينوات وتسلسلها الهرمي، فإنها تُوفر معلوماتٍ حول خصائصها. ^{[ 40 ]} علاوةً على ذلك، يُمكن استخدامها كمعيارٍ لقياس المسافة الكونية ، إذ لا تعتمد إشارة انفجار النيوترونات على مصدرها الأصلي. ^{[ 41 ]}

خلفية نيوترينو المستعر الأعظم المنتشرة (DSNB) هي خلفية كونية من النيوترينوات (والنيوترينوات المضادة) تتشكل نتيجة تراكم النيوترينوات المنبعثة من جميع المستعرات العظمى السابقة الناتجة عن انهيار النوى. ^{[ 1 ]} وقد تم التنبؤ بوجودها حتى قبل رصد نيوترينوات المستعرات العظمى. ^{[ 42 ]} يمكن استخدام DSNB لدراسة الفيزياء على النطاق الكوني. ^{[ 43 ]} كما أنها توفر اختبارًا مستقلاً لمعدل المستعرات العظمى. ^{[ 8 ]} ويمكنها أيضًا أن تقدم معلومات حول خصائص انبعاث النيوترينو، وديناميكيات النجوم، والنجوم الأصلية الفاشلة. ^{[ 44 ]} وقد وضع مرصد سوبر كاميوكاندي الحد الأعلى الرصدي لتدفق DSNB.${\displaystyle 5.5\;\mathrm {cm} ^{-2}\mathrm {s} ^{-1}}$طاقة النيوترينو أعلى من 19.3 ميغا إلكترون فولت. ^{[ 45 ]} ويُقدّر التدفق نظريًا بنصف هذه القيمة فقط. ^{[ 46 ]} لذلك، من المتوقع رصد إشارة DSNB في المستقبل القريب باستخدام كواشف مثل JUNO و SuperK-Gd . ^{[ 8 ]}