Làm thế nào một siêu tân tinh gần có thể tiết lộ vật chất tối?

Siêu tân tinh cuối cùng có thể nhìn thấy bằng mắt thường trong Dải Ngân Hà xảy ra từ năm 1604. Với các thiết bị phát hiện ngày nay, lần tiếp theo có thể giải mã bí ẩn về vật chất tối.

Trong Vũ trụ, có rất ít bí ẩn nào lớn lao hơn câu đố về vật chất tối. Chúng ta biết, từ các hiệu ứng hấp dẫn quan sát được – ở mọi thời điểm, trên quy mô từ từng thiên hà riêng lẻ trở lên, và ở khắp mọi nơi mà ta nhìn – rằng vật chất thông thường trong Vũ trụ, cùng với các định luật hấp dẫn mà ta biết, không thể giải thích đầy đủ những gì chúng ta thấy. Tuy nhiên, tất cả bằng chứng về vật chất tối đều gián tiếp: từ các đo đạc vật lý thiên văn không thể khớp mà không có thành phần quan trọng bị thiếu này. Mặc dù sự bổ sung của vật chất tối giải quyết nhiều vấn đề và câu hỏi, tất cả các nỗ lực phát hiện trực tiếp đều thất bại, chỉ mang lại những kết quả bằng không.

Tại sao các phương pháp hiện tại không phát hiện được vật chất tối?

Có một lý do cho việc này: tất cả các phương pháp phát hiện trực tiếp mà chúng ta đã thử đều dựa trên giả định rằng các hạt vật chất tối tương tác với một số dạng vật chất thông thường theo một cách nào đó. Đây không phải là một giả định tồi; đây là kiểu tương tác mà chúng ta có thể kiểm chứng tại thời điểm này. Tuy nhiên, có rất nhiều điều kiện vật lý ngoài Vũ trụ mà chúng ta chưa thể tái tạo trong phòng thí nghiệm. Nếu vật chất tối tương tác với vật chất thông thường dưới những điều kiện cực đoan mà chúng ta không thể tái tạo tại đây, thì phòng thí nghiệm của Vũ trụ – chứ không phải các thí nghiệm trên Trái Đất – sẽ tiết lộ bản chất hạt của vật chất tối cho chúng ta.

Dưới đây là cách mà siêu tân tinh tiếp theo trong Dải Ngân Hà có thể trở thành ứng viên hoàn hảo để chứng minh rằng vật chất tối không chỉ tồn tại, mà còn tương tác với vật chất thông thường theo một cách không đơn giản.

Ngôi sao Wolf – Rayet này được gọi là WR 31a, nằm cách Trái Đất khoảng 30.000 năm ánh sáng trong chòm sao Carina. Vùng tinh vân bên ngoài là khí hydro và heli bị đẩy ra ngoài, trong khi ngôi sao trung tâm cháy với nhiệt độ trên 100.000 K. Trong tương lai tương đối gần, nhiều người dự đoán rằng ngôi sao này sẽ phát nổ trong một siêu tân tinh sụp đổ lõi tương tự như WR 124, làm giàu môi trường liên sao xung quanh bằng các nguyên tố nặng mới. Hiện tại không thể dự đoán được ngôi sao lớn nào trong thiên hà của chúng ta sẽ trở thành siêu tân tinh tiếp theo của Dải Ngân Hà.

Mặc dù có nhiều loại siêu tân tinh có thể xảy ra trong Vũ trụ, phần lớn những gì chúng ta quan sát được thuộc một loại cụ thể: siêu tân tinh sụp đổ lõi (hoặc loại II). Khi các ngôi sao được sinh ra với số lượng lớn, chúng tuân theo một phân bố khối lượng cụ thể, trong đó các ngôi sao ít khối lượng hơn được sinh ra với số lượng lớn, nhưng các ngôi sao có khối lượng lớn hơn – dù ít hơn nhiều – lại chiếm một phần đáng kể trong tổng khối lượng của các ngôi sao mới hình thành. Trong số những ngôi sao mới hình thành, các ngôi sao có khối lượng lớn hơn khoảng 8 – 10 lần khối lượng Mặt Trời sẽ kết thúc vòng đời của mình trong một siêu tân tinh sụp đổ lõi sau chỉ vài triệu năm.

Trong lịch sử thiên văn, chúng ta đã phát hiện các tín hiệu siêu tân tinh trên toàn phổ điện từ – ở nhiều bước sóng ánh sáng khác nhau – đối với mọi siêu tân tinh từng đo được. Tuy nhiên, phần lớn năng lượng của siêu tân tinh sụp đổ lõi không được mang đi dưới dạng ánh sáng, mà thay vào đó là các hạt neutrino: một loại hạt chỉ tương tác rất yếu với các dạng vật chất khác, nhưng đóng vai trò to lớn trong các quá trình hạt nhân. Trong một siêu tân tinh sụp đổ lõi, khoảng 99% tổng năng lượng được giải phóng dưới dạng neutrino, nơi chúng dễ dàng thoát ra khỏi phần bên trong của ngôi sao và mang năng lượng đi một cách hiệu quả. Chính quá trình này thường dẫn đến lõi ngôi sao sụp đổ, tạo thành một ngôi sao neutron hoặc lỗ đen.

Tọa độ của Messier 77 (NGC 1068) cùng với tín hiệu neutrino dư được xác định phát ra từ nó, vượt lên trên nền neutrino khuếch tán thấy ở nơi khác. Đây là bằng chứng đầu tiên về nguồn neutrino không phải là blazar hoặc siêu tân tinh được phát hiện bên ngoài Hệ Mặt Trời, phát ra từ một thiên hà cách xa 47 triệu năm ánh sáng.

Trong các thí nghiệm vật lý hạt được thực hiện trong phòng thí nghiệm, neutrino chỉ rất hiếm khi được phát hiện. Neutrino có ba đặc điểm giải thích tại sao điều này xảy ra:

1. Neutrino chỉ tương tác thông qua lực hạt nhân yếu, một tương tác bị hạn chế rất lớn dưới các điều kiện thông thường so với lực hạt nhân mạnh (giữ các hạt nhân nguyên tử lại với nhau) hoặc lực điện từ (điều khiển các hạt mang điện, dòng điện và ánh sáng).

2. Neutrino có tiết diện rất nhỏ khi tương tác với vật chất thông thường: như nguyên tử, proton… Ví dụ, đối với một neutrino điển hình được tạo ra từ một ngôi sao như Mặt Trời, cần một khối lượng chì dày bằng khoảng cách ánh sáng đi trong một năm để có xác suất 50/50 cho neutrino tương tác với vật chất.

3. Tiết diện neutrino tỷ lệ thuận với năng lượng của nó; neutrino càng giàu năng lượng thì càng dễ tương tác với vật chất. Neutrino từ các tia vũ trụ siêu năng lượng cao có khả năng tương tác với vật chất cao hơn nhiều so với neutrino từ siêu tân tinh, từ Mặt Trời, hoặc (khó nhất) neutrino còn sót lại từ Big Bang.

Nếu một hiện tượng chỉ tạo ra một số lượng nhỏ neutrino, chúng ta cần phải rất gần nguồn phát hoặc chờ đợi rất lâu (hoặc thay thế bằng cách xây dựng một máy dò neutrino khổng lồ và hoàn hảo) để có thể tự tin rằng tín hiệu neutrino được phát hiện là đáng tin cậy.

Cấu tạo của một ngôi sao cực lớn trong suốt vòng đời, kết thúc bằng một siêu tân tinh loại II (sụp đổ lõi) khi lõi hết nhiên liệu hạt nhân. Giai đoạn cuối của quá trình tổng hợp hạt nhân thường là đốt cháy silic, tạo ra sắt và các nguyên tố giống sắt trong lõi trong một thời gian ngắn trước khi siêu tân tinh xảy ra. Những siêu tân tinh có lõi lớn nhất thường dẫn đến việc hình thành lỗ đen, trong khi các siêu tân tinh nhỏ hơn chỉ tạo ra sao neutron.

Siêu tân tinh và vai trò của neutrino năng lượng cao

Tuy nhiên, nếu một sự kiện tạo ra một số lượng khổng lồ neutrino năng lượng cao và xảy ra trong thời gian rất ngắn, các máy dò đang hoạt động trên toàn cầu sẽ không thể bỏ qua dấu hiệu đột ngột này khi nó lan tỏa khắp hành tinh. Chúng ta biết rằng các thiên hà như Dải Ngân Hà tạo ra siêu tân tinh khoảng một lần mỗi thế kỷ. Một số thiên hà đang tích cực hình thành sao có thể sản sinh hơn một siêu tân tinh mỗi thập kỷ, trong khi các thiên hà ít hoạt động hơn chỉ có vài sự kiện như vậy mỗi thiên niên kỷ. Là một thiên hà lớn nhưng yên tĩnh, Dải Ngân Hà của chúng ta thuộc nhóm thiên hà có tốc độ sản sinh siêu tân tinh chậm hơn, nhưng vẫn không phải là chậm nhất.

Mặc dù siêu tân tinh cuối cùng có thể quan sát bằng mắt thường trong Dải Ngân Hà diễn ra vào năm 1604 và 1572, đã có hai siêu tân tinh khác xảy ra trong thiên hà của chúng ta kể từ đó:

– Cassiopeia A, xảy ra vào năm 1667 nhưng bị che khuất bởi bụi thiên hà chặn ánh sáng trong hướng đó.

– G1.9+0.3, xảy ra vào năm 1898 nhưng gần trung tâm thiên hà, khiến nó không thể nhìn thấy từ mặt phẳng Dải Ngân Hà.

Chúng ta không có máy dò neutrino nào hoạt động vào năm 1898 (neutrino chưa được giả thuyết cho đến năm 1930 và chỉ được phát hiện lần đầu vào những năm 1950), nhưng đã có một số thiết bị nhạy cảm với neutrino hoạt động vào năm 1987, khi một siêu tân tinh từ bên ngoài Dải Ngân Hà – trong thiên hà vệ tinh Đám Mây Magellan Lớn – phát nổ bất ngờ.

Tàn dư của SN 1987A, nằm trong Đám Mây Magellan Lớn cách chúng ta khoảng 165.000 năm ánh sáng, là siêu tân tinh gần Trái Đất nhất được quan sát trong hơn ba thế kỷ qua. Nó đạt độ sáng tối đa +2.8, đủ sáng để quan sát bằng mắt thường và sáng hơn đáng kể so với thiên hà chủ.

Về mặt kỹ thuật, ngôi sao trải qua sự sụp đổ lõi và trở thành siêu tân tinh không làm vậy vào năm 1987; sự kiện đó thực tế đã xảy ra cách đây khoảng 165.000 năm, với ánh sáng chỉ đến Trái Đất vào năm 1987. Tuy nhiên, ánh sáng không phải là tín hiệu đầu tiên đến từ vụ nổ này. Vài giờ trước khi tín hiệu ánh sáng đến, một hiện tượng tuyệt vời và chưa từng có đã xảy ra: một luồng neutrino năng lượng cao, tập trung vào Đám Mây Magellan Lớn, đã tác động đến ba máy dò neutrino trên Trái Đất. Mặc dù chỉ có hơn 20 neutrino được phát hiện trong khoảng thời gian 12 giây, sự kiện này đánh dấu sự ra đời của ngành thiên văn neutrino, vượt ra khỏi việc nghiên cứu Mặt Trời, các lò phản ứng hạt nhân, và các neutrino tạo ra từ tia vũ trụ va chạm vào khí quyển Trái Đất.

Tầm quan trọng của khoảng cách và công nghệ hiện đại:

– Siêu tân tinh này phát nổ ở khoảng cách khổng lồ 165.000 năm ánh sáng, bên ngoài Dải Ngân Hà. Vì các neutrino sinh ra trong lõi của nó lan tỏa theo dạng hình cầu, chúng ta sẽ phát hiện nhiều hơn 100 lần số neutrino nếu nó chỉ cách chúng ta 10% khoảng cách đó, hoặc nhiều hơn 10.000 lần nếu chỉ cách 1%. Ứng viên siêu tân tinh gần nhất với chúng ta, sao Betelgeuse, chỉ cách 650 năm ánh sáng; nếu nó trở thành siêu tân tinh, luồng neutrino sẽ lớn hơn gấp 64.000 lần so với từ SN 1987A.

– Vào năm 1987, các máy dò neutrino của chúng ta còn sơ khai, nhỏ bé và số lượng ít. Hiện nay, chúng ta có độ nhạy phát hiện gấp hàng ngàn lần so với chỉ khoảng 35 năm trước.

Sự phát triển của các máy dò neutrino

Ba máy dò khác nhau đã quan sát các neutrino từ SN 1987A, trong đó KamiokaNDE là thành công và nổi bật nhất. Từ một thí nghiệm tìm kiếm sự phân rã hạt nhân, nó đã chuyển hướng thành một thí nghiệm phát hiện neutrino, mở đường cho sự phát triển của ngành thiên văn neutrino. Ánh sáng từ siêu tân tinh sẽ không đến cho đến vài giờ sau đó.

Ở năm 1987, máy dò neutrino nhạy cảm nhất thế giới không được thiết kế để phát hiện neutrino mà để tìm kiếm sự phân rã của proton. Bằng cách xây dựng một bể nước khổng lồ, được che chắn – nơi nước là một phân tử giàu proton – và lót bể bằng các bộ dò nhạy cảm với từng photon (ống nhân quang), bất kỳ sự phân rã nào tạo ra hạt tích điện di chuyển nhanh hơn ánh sáng trong môi trường nước sẽ có thể được tái tạo thành công.

Thật không may cho các nhà thiết kế thí nghiệm, hóa ra proton không phân rã, và chưa từng có tín hiệu nào như vậy được quan sát. Tuy nhiên, neutrino từ nhiều nguồn vũ trụ khác nhau vẫn đến Trái Đất, nơi chúng va chạm vào các hạt nhân nguyên tử trong các phân tử của bể. Một neutrino đủ năng lượng có thể:

– Tạo ra một pha phản ứng nguyên tử,

– Hoặc đẩy ra một hạt tích điện.

Cả hai hiện tượng đều sẽ tạo ra tín hiệu có thể phát hiện trong các thí nghiệm này. Được đặt tại Kamioka, Nhật Bản, thí nghiệm năm 1987 được gọi là KamiokaNDE: Thí nghiệm Phân rã Hạt nhân tại Kamioka. Sau sự kiện năm 1987, thí nghiệm đã nhanh chóng được đổi tên nhưng vẫn giữ nguyên chữ viết tắt, trở thành KamiokaNDE: Thí nghiệm Phát hiện Neutrino tại Kamioka.

Kể từ đó, KamiokaNDE đã được nâng cấp nhiều lần: thành Super KamiokaNDE, Super-K, và hiện nay là Hyper-K. Các máy dò neutrino khác đã được đưa vào hoạt động, chẳng hạn như JUNO, IceCube, và DUNE (hiện đang xây dựng), với DUNE dự kiến sẽ vượt trội hơn tất cả về độ nhạy.

Khi một neutrino tương tác trong lớp băng trong suốt của Nam Cực, nó tạo ra các hạt phụ, để lại một vệt ánh sáng xanh khi chúng di chuyển qua máy dò IceCube. IceCube là một hệ thống gồm 86 dây cáp được nhúng trong băng, có khả năng phát hiện các photon Cherenkov được tạo ra bởi các trận mưa hạt từ những tương tác đặc trưng của neutrino. Nếu một vụ siêu tân tinh xảy ra trong Dải Ngân Hà, IceCube một mình có thể phát hiện hàng triệu neutrino.

Ngày nay, nếu một vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ xảy ra trong Dải Ngân Hà, có thể an toàn dự đoán rằng hàng triệu – và thậm chí hàng chục hoặc hàng trăm triệu – neutrino sẽ được phát hiện từ Trái Đất. Các nguyên lý vật lý mà chúng ta kỳ vọng xảy ra trong các vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ đã được hiểu rõ, vì vậy chúng ta có thể dự đoán số lượng neutrino được tạo ra và phổ năng lượng của chúng.

Ngay cả khi neutrino dao động, thay đổi từ một loại này sang loại khác khi tương tác với vật chất trên hành trình từ lõi của ngôi sao đang chết đến khi đến máy dò, chúng ta vẫn có thể tính toán được điều đó.

Chúng ta có thể dự đoán chính xác bao nhiêu neutrino sẽ tạo ra tín hiệu trong các máy dò của chúng ta từ từng loại (electron, mu, và tau) dựa trên các thông số đo lường được, bao gồm khối lượng ngôi sao xảy ra siêu tân tinh và khoảng cách đến sự kiện. Nói cách khác, có một dự đoán rõ ràng về số lượng neutrino từ siêu tân tinh mà chúng ta mong đợi phát hiện, chia theo từng loại, cho bất kỳ vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ nào, bao gồm cả dự đoán về phổ năng lượng của các neutrino đó.

Dựa trên các nguyên lý vật lý mà chúng ta biết, chúng ta có một kỳ vọng về số lượng neutrino từ một vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ bất kể nó xảy ra ở đâu. Chỉ cần quan sát bức xạ điện từ và cách nó thay đổi theo thời gian (tức là đường cong ánh sáng của siêu tân tinh), chúng ta có thể suy luận được các quan sát neutrino đó nên như thế nào.

Và đây là phần thú vị: các quan sát và dự đoán của chúng ta không nhất thiết phải trùng khớp. Nếu không trùng khớp, điều đó có thể mang lại một manh mối lớn về bản chất của vật chất tối.

Xác suất dao động của neutrino và ứng dụng trong vật lý hạt

Xác suất dao động chân không của neutrino electron (màu đen), muon (màu xanh), và tau (màu đỏ) với một tập thông số trộn lẫn được chọn, bắt đầu từ một neutrino electron ban đầu. Việc đo chính xác xác suất dao động trên các khoảng cách khác nhau có thể giúp chúng ta hiểu được cơ chế vật lý đứng sau dao động neutrino và có thể tiết lộ sự tồn tại của các hạt khác kết nối với ba loại neutrino đã biết.

Để neutrino dao động, chúng phải có khối lượng khác 0. Nếu các hạt bổ sung (chẳng hạn như hạt vật chất tối) mang năng lượng đi, tổng thông lượng neutrino sẽ cho thấy một sự thiếu hụt.

Vào những năm 1960, khi chúng ta lần đầu đo được neutrino từ Mặt Trời và so sánh với dự đoán, chúng ta nhận ra một vấn đề: số lượng ghi nhận ít hơn nhiều so với dự đoán. Chúng ta chỉ quan sát được khoảng một phần ba số neutrino mà chúng ta cho rằng nên thấy, tạo ra một câu đố kéo dài nhiều thập kỷ.

Cuối cùng, chúng ta nhận ra rằng, mặc dù Mặt Trời sản sinh 100% neutrino electron từ các phản ứng hạt nhân bên trong, nhưng khi neutrino tương tác với máy dò, chúng đã dao động thành hai loại khác (muon và tau). Chỉ khi hiểu được hiện tượng dao động neutrino – và nhạy cảm với ít nhất một trong hai loại khác – thì câu đố mới được giải quyết.

Tuy nhiên, giờ đây, với hiểu biết về cả quá trình sản sinh neutrino và hiện tượng dao động của chúng, chúng ta nên có khả năng dự đoán số lượng neutrino sẽ đến từ một vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ trong Dải Ngân Hà.

Dĩ nhiên, những dự đoán này giả định rằng Mô hình chuẩn mô tả toàn bộ thực tại, và rằng các vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ tuân theo các quy tắc của vật lý hạt mà chúng ta biết ngày nay. Nhưng liệu điều đó có đại diện cho toàn bộ vật lý đang tồn tại? Chắc chắn là không. Vũ trụ của chúng ta còn có vật chất tối và năng lượng tối, và chúng không được tính đến trong Mô hình chuẩn.

Do đó, chúng ta phải cân nhắc khả năng, bởi đây là một dự đoán chưa bao giờ được kiểm chứng, rằng có lẽ vật chất tối đang mang một phần năng lượng từ siêu tân tinh đi – năng lượng mà hiện tại chúng ta kỳ vọng chỉ do neutrino mang đi.

Khắp vũ trụ, các nguồn năng lượng cao trong vật lý thiên văn liên tục phát ra các hạt vũ trụ. Trong khi chúng trực tiếp tạo ra neutrino, thông lượng của chúng rất thấp, nghĩa là phần lớn neutrino xuất hiện trong các máy dò của chúng ta được sinh ra từ các trận mưa hạt xảy ra trong khí quyển. Nhưng nếu một vụ siêu tân tinh xảy ra ngay trong thiên hà của chúng ta, thông lượng neutrino đến Trái Đất trực tiếp từ sự kiện đó sẽ là khổng lồ.

Các phản ứng hạt nhân tại lõi của một vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ xảy ra dưới các điều kiện vật lý – áp suất, nhiệt độ và mật độ – chưa từng được tạo ra trong bất kỳ phòng thí nghiệm nào trên Trái Đất. Mặc dù chúng ta có các dự đoán lý thuyết về các tương tác vật lý hạt mà chúng ta kỳ vọng sẽ xảy ra, các phép đo từ các máy gia tốc ion nặng (như RHIC và LHC) chỉ cho chúng ta biết điều gì xảy ra trong phạm vi mà dữ liệu tồn tại.

Mặc dù chúng ta kỳ vọng rằng tự nhiên sẽ không cho thấy bằng chứng về bất kỳ vật lý mới nào trong các vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ, nhưng vật lý và vật lý thiên văn không thể chỉ dựa vào các kỳ vọng. Cách duy nhất để chắc chắn về thông điệp của tự nhiên là thực hiện các quan sát và đo lường quan trọng.

Trong vật lý hạt, chúng ta từ lâu đã tìm kiếm cách mà vật chất tối có thể mang năng lượng đi khỏi một số loại phản ứng, bao gồm thông qua cái mà các nhà vật lý gọi là một kênh phân rã vô hình bổ sung. Các phân rã vô hình này đã được tìm kiếm trong phòng thí nghiệm từ rất lâu, nhưng chưa ai thực sự áp dụng hướng suy nghĩ đó vào các môi trường vật lý thiên văn hỗn loạn – nơi dẫn đến sự hình thành sao neutron hoặc thậm chí là lỗ đen trong những khoảnh khắc cuối đời của một ngôi sao khổng lồ.

Trong các điều kiện cực đoan của một vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ, khả năng quan sát thấy một sự thiếu hụt neutrino mang lại những hàm ý tuyệt vời cho vật lý vượt ngoài Mô hình chuẩn. Rốt cuộc, 99% năng lượng của một vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ được kỳ vọng được mang đi dưới dạng tín hiệu neutrino của nó. Nếu thậm chí chỉ một phần nhỏ năng lượng đó được vật chất tối mang đi thay vì neutrino, một sự thiếu hụt neutrino quan sát được không chỉ gợi ý về vật chất tối mà còn cung cấp thông tin quan trọng về các loại thí nghiệm tương lai có thể phát hiện nó trực tiếp.

Vai trò của công nghệ hiện đại trong việc phát hiện vật chất tối

Hình ảnh này cho thấy nội thất của một buồng chiếu thời gian (TPC) nguyên mẫu, một trong những công cụ quan trọng nhất để phát hiện các sự giật lùi và va chạm trong các thí nghiệm vật lý hạt cực kỳ nhạy cảm. Đây là các công nghệ cốt lõi trong nỗ lực phát hiện vật chất tối và neutrino qua thực nghiệm. Nếu kịch bản không có tín hiệu cho vật chất tối là sự thật, sẽ không có sự kiện nào tiết lộ vật chất tối được phát hiện. Tuy nhiên, nếu một sự thiếu hụt neutrino được quan sát thấy trong vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ tiếp theo của Dải Ngân Hà, những công nghệ này có thể trở nên vô giá.

Tất cả những điều này đều giả định, tất nhiên, rằng vụ siêu tân tinh tiếp theo trong Dải Ngân Hà:

– Xảy ra khi các đài quan sát neutrino của chúng ta đang hoạt động và thu thập dữ liệu,

– Thuộc loại lõi sụp đổ (loại II),

– Và sẽ xảy ra trong vài thập kỷ tới.

Mặc dù không có giả định nào trong số này chắc chắn đúng. Trên toàn vũ trụ, các vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ phổ biến hơn nhiều so với các loại khác. Tuy nhiên, các vụ siêu tân tinh đã xảy ra gần đây trong thiên hà của chúng ta cho thấy rằng tỷ lệ các vụ siêu tân tinh loại Ia trong Dải Ngân Hà có thể cao hơn so với tỷ lệ trung bình của vũ trụ.

Nếu vụ siêu tân tinh tiếp theo của chúng ta không thuộc loại lõi sụp đổ mà là loại Ia, nó sẽ phải nằm trong phạm vi vài nghìn năm ánh sáng để chúng ta có thể phát hiện bất kỳ dấu hiệu thiếu hụt neutrino nào.

Tương lai đầy triển vọng của vật lý thiên văn

Nếu bạn là một người thích đặt cược, khi vụ siêu tân tinh lõi sụp đổ tiếp theo của Dải Ngân Hà xảy ra, lựa chọn an toàn nhất sẽ là đặt cược vào việc không có vật lý mới, mà ủng hộ những gì Mô hình chuẩn dự đoán. Tuy nhiên, khi bạn đang tìm kiếm bất kỳ tín hiệu nào có thể vượt qua bức tranh thực tại hiện tại, bạn phải hướng đến những chi tiết chưa từng được thăm dò.

Dù kết quả ra sao, chúng ta có thể chắc chắn rằng vụ siêu tân tinh tiếp theo trong thiên hà của chúng ta sẽ mang lại một kho tàng thông tin chưa từng có. Chúng ta chỉ cần đảm bảo rằng, khi dữ liệu quan trọng đó đến, chúng ta luôn giữ đầu óc cởi mở, ngay cả với những khả năng kỳ lạ nhất. Nếu một sự thiếu hụt neutrino là một phần của câu chuyện, nó có thể cung cấp manh mối vĩ đại nhất mọi thời đại để khám phá bản chất của vật chất tối!