Contributions des neutrinos dans les flux d'accrétion dominés par les neutrinos

Les flux d'accrétion dominés par les Neutrinos (NDAFs) sont des sources clés de neutrinos, surtout dans la gamme des MeV, et ils jouent un rôle important dans l'arrière-plan cosmique des neutrinos. Cet article examine comment les NDAFs contribuent à l'arrière-plan diffus de neutrinos, en se concentrant sur leurs spectres d'émission. L'étude prend en compte les propriétés de l'étoile qui s'effondre et l'énergie de l'explosion, qui sont significatives pour comprendre les types de neutrinos qui peuvent être détectés.

#Introduction

Les Étoiles massives subissent un processus appelé effondrement du cœur à la fin de leur cycle de vie. Pendant cet événement, une étoile proto-neutronique chaude (PNS) se forme, et une onde de choc est générée qui pousse à travers les couches extérieures de l'étoile, éjectant des éléments lourds dans l'espace. Parfois, au lieu de former une étoile à neutrons, un trou noir (BH) peut se former à travers un processus connu sous le nom de retombée. Les détails de cette retombée peuvent varier en fonction de l'énergie initiale de l'explosion et de la manière dont l'étoile est maintenue ensemble.

La formation de trous noirs se produit souvent dans des scénarios comme les sursauts gamma (GRBs), où un BH est entouré d'un disque d'accrétion qui peut libérer des jets. Ces jets peuvent produire des neutrinos, qui sont des particules légères capables de traverser la matière presque sans être détectées. Le comportement et les caractéristiques de ces neutrinos dépendent des conditions dans le disque d'accrétion, y compris la température et la densité.

Les neutrinos MeV, qui sont émis par les NDAFs, peuvent fournir des informations précieuses sur les moteurs centraux des GRBs. Bien que des études précédentes se soient penchées sur la détectabilité de ces neutrinos, l'accent est souvent mis sur les événements proches de la Terre. L'arrière-plan diffus de neutrinos, constitué de neutrinos provenant de nombreux événements NDAF lointains, est beaucoup moins étudié.

#Émission de neutrinos et formation de NDAF

Pour qu'un NDAF se forme, la masse de l'étoile et d'autres caractéristiques jouent un rôle vital. L'émission de neutrinos dans ces flux dépend considérablement des taux d'accrétion de masse et des propriétés des trous noirs impliqués. On pense que les NDAFs existent dans les intérieurs des étoiles massives pendant leur phase d'effondrement et durent des dizaines à des centaines de secondes.

Les NDAFs émettent des neutrinos principalement à travers un processus de refroidissement appelé le processus Urca, qui produit des neutrinos électroniques et des antineutrinos. Dans les grands détecteurs de neutrinos, la détection se fait principalement par un processus appelé désintégration bêta inverse. Les caractéristiques des neutrinos émis changent selon l'angle de vue de l'observateur, car les neutrinos de haute énergie sont produits surtout dans les régions les plus intérieures du disque.

#Simulations de CCSN

Notre étude commence par examiner des simulations de Supernova à effondrement de cœur (CCSN), où nous analysons les conditions initiales de différentes étoiles massives. Les modèles utilisés sont des étoiles non rotatives qui ont évolué jusqu'à ce que leurs cœurs soient sur le point de s'effondrer. Différentes métalllicités, ou compositions des étoiles, affectent la manière dont le cœur s'effondre et comment les neutrinos sont émis pendant la phase NDAF.

Nous simulons des explosions en utilisant une technique où nous modélisons l'effondrement du cœur et l'explosion subséquente. Au départ, nous permettons aux couches extérieures du cœur de s'effondrer sous leur propre gravité, puis nous simulerons l'explosion vers l'extérieur générée par l'onde de choc. Les conditions établies lors de ces simulations influencent les types de neutrinos émis.

#Refroidissement des neutrinos et spectres

Le principal mécanisme de refroidissement des NDAFs est encore le processus Urca. À mesure que la température et la densité à l'intérieur du disque d'accrétion changent, les neutrinos émis le font aussi. Nous observons les spectres des antineutrinos électroniques provenant des NDAFs et comment ces spectres changent en fonction de facteurs comme l'énergie initiale de l'explosion et la masse de l'étoile progénitrice.

Des énergies d'explosion initiales plus faibles entraînent des processus de retombée plus forts, ce qui génère des émissions de neutrinos plus élevées. Nos simulations montrent qu'à mesure que la métalllicité de la progénitrice change, le spectre d'émission des neutrinos change également.

#Prédiction de DNNB

Pour estimer la contribution des NDAFs à l'arrière-plan diffus de neutrinos, nous devons comprendre les émissions moyennes provenant de plusieurs progéniteurs et leurs taux d'occurrence. Le taux cosmique des NDAFs peut être dérivé des taux de formation stellaire, qui nous indiquent combien d'étoiles se forment au fil du temps.

Les prédictions dépendent de la manière dont la métalllicité et l'énergie des explosions affectent la formation des NDAFs. Nos résultats indiquent que les taux d'événements pour les neutrinos détectables varient considérablement en fonction des propriétés des étoiles qui les ont créés.

#Taux cosmique de NDAF

Les étoiles qui subissent des CCSNe ont des durées de vie relativement courtes. Ainsi, le taux auquel les NDAFs se produisent est lié à l'histoire globale de formation stellaire dans le cosmos. Ce taux peut être calculé en utilisant les taux de formation stellaire observés et les distributions statistiques des différentes masses stellaires.

Le taux cosmique de NDAF est dérivé en utilisant un modèle qui tient compte des différentes masses d'étoiles et de leur capacité à produire des NDAFs. En fin de compte, cette histoire cosmique nous aide à estimer combien de NDAFs ont contribué à l'arrière-plan diffus de neutrinos que nous observons aujourd'hui.

#Spectre moyen de neutrinos

Pour trouver l'émission moyenne de neutrinos d'un groupe de progéniteurs, nous pondérons chaque étoile en fonction de ses caractéristiques et du spectre de neutrinos produit. En intégrant sur une plage de masses et d'autres propriétés, nous pouvons obtenir une vue complète des émissions de neutrinos attendues.

#Flux DNNB

Le flux de neutrinos provenant des NDAFs arrivant sur Terre est calculé en fonction des spectres d'émission moyens et du taux auquel les NDAFs se produisent dans le temps. Cela aide à comprendre combien de neutrinos peuvent être détectés par des détecteurs existants comme Super-Kamiokande.

Le spectre de flux DNNB est influencé à la fois par les caractéristiques des étoiles progénitrices et par le taux cosmique des NDAFs. Nos études montrent que différents niveaux de pollution dans l'univers peuvent soit améliorer, soit réduire les possibilités de détection.

#Taux de détection

Les taux de détection pour le DNNB dans les futurs observatoires de neutrinos sont cruciaux pour déterminer combien d'événements de neutrinos peuvent être mesurés. Nous calculons ces taux en fonction du flux attendu provenant des NDAFs et des capacités de détection des détecteurs.

Les taux d'événements varient en fonction de l'énergie d'explosion initiale et de la métalllicité des progéniteurs. Avec les bonnes conditions, les futurs détecteurs pourraient potentiellement observer ces neutrinos insaisissables, éclairant leurs origines et leurs propriétés.

#DNNB vs. DSNB

Il est essentiel de comparer les contributions de l'arrière-plan diffus de neutrinos NDAF (DNNB) avec l'arrière-plan diffus de neutrinos de supernova (DSNB). Bien que les études précédentes se soient davantage concentrées sur le DSNB, nos découvertes montrent que le DNNB peut contribuer de manière significative à l'arrière-plan cosmique des neutrinos MeV.

Les deux arrière-plans ont des incertitudes dans leurs prédictions, mais le DNNB pourrait dépasser le DSNB dans des conditions spécifiques, surtout si des énergies d'explosion faibles prédominent dans la formation stellaire.

#Conclusions

En résumé, notre recherche met en évidence l'importance des NDAFs en tant que contributeurs significatifs à l'arrière-plan cosmique des neutrinos MeV. Les caractéristiques des étoiles progénitrices, y compris leur masse et leur énergie d'explosion, sont cruciales pour déterminer comment les neutrinos sont émis.

L'arrière-plan diffus de neutrinos généré par les NDAFs pourrait fournir des informations critiques sur les processus qui se produisent lors des effondrements d'étoiles massives. À mesure que les technologies de détection s'améliorent, les chances d'observer ces neutrinos augmenteront, renforçant notre compréhension des événements cosmiques.

Les avancées futures dans la détection des neutrinos, combinées à nos découvertes, contribueront à une meilleure compréhension des relations complexes entre les étoiles, les trous noirs et les neutrinos qu'ils émettent.