НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА


НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА
НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА

       
исследует роль процессов с участием нейтрино в звёздах и др. косм. объектах. У стационарных звёзд гл. последовательности (см. ЗВЁЗДЫ) нейтрино, для к-рых толща звёзд прозрачна, уносят часть энергии, выделяющейся в звёздных недрах при термоядерных реакциях (от 2 до 32% в водородном цикле и =7% в углеродном цикле). Роль нейтрино резко возрастает на поздних стадиях эволюции звёзд. Для этих стадий универс. теория слабых взаимодействий предсказывает ряд процессов рождения пар нейтрино v — антинейтрино v, благодаря к-рым потери энергии с потоками нейтрино превосходят фотонные потери, что приводит к резкому (в десятки раз) ускорению темпа эволюции. В кач-ве процессов, ведущих к рождению пар v, v, рассматривают аннигиляцию электронно-позитронных пар, тормозное излучение, фоторождение, распад плазмона, синхротронное излучение. Согласно теор. расчётам, особую роль нейтрино играют в ходе гравитационного коллапса звёзд большой массы, когда гл. источником нейтрино становятся бета-процессы в горячей плазме. Основными становятся бета-процессы: e-+(Z, А)®(Z-1, A)+v и e++(Z-1, A)®(Z, А)+v=-. В кач-ве важнейшей пары ядер (Z, А) и (Z-1, А), где Z — электрич. заряд, А — ат. масса ядра, служат свободные нуклоныпротон р (1,1) и нейтрон n (0,1). Если оба эти процесса равновероятны, то хим. состав звёздной плазмы не изменяется. Однако в ходе гравитац. коллапса вероятность первого процесса несколько преобладает. Тогда преимуществ. излучению нейтрино сопутствует, очевидно, процесс нейтронизации вещества.
В нек-рый момент гравитац. коллапса (при достижении в-вом плотности r=1012 г/см3 и темп-ры Т =1010 К) в-во звезды становится непрозрачным для нейтринного излучения, темп коллапса замедляется. Нейтрино становятся определяющим фактором в переносе энергии в непрозрачном ядре звезды, потоки же нейтрино с поверхности ядра звезды прогревают её внеш. слои, способствуя их термояд. взрыву и сбросу оболочки. В это время (примерно за 10 с) звезда испускает =1053—1054 эрг энергии в виде потоков v и v (почти равных по интенсивности) с энергией ч-ц 10—15 МэВ. Сбросу оболочки коллапсирующей звезды содействуют также эффекты когерентного рассеяния v на ядрах с большими ат. массами и рассеяния v на эл-нах.
Регистрация потоков нейтрино от Солнца, а также нейтринных импульсов от коллапсирующих звёзд в Галактике — осн. задачи нейтринной астрономии (раздела астрономии, изучающего небесные тела по их нейтринному излучению).

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. . 1983.

НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА


Содержание:

Введение

Космологические нейтрино

Звёздные нейтрино

Космические нейтрино высоких энергий

Введение

H. а. изучает физ. процессы в космич. объектах, происходящие с участием нейтрино(H.). Проблемы регистрации космич. H. относятся к нейтринной астрономии.

H. во Вселенной подразделяют по их источникам генерации и энергетич. диапазону на космологические (реликтовые), звёздные и космич. H. высоких энергий.

На ранних стадиях горячей Вселенной, в течение прибл. 1 с после начала расширения, H. находились в тепловом равновесии с веществом. От этой эпохи нам остался сильно остывший с тех пор газ космологич. H. Его темп-pa в настоящее время равна 1,9 К, а ср. энергия 5.10-4 эВ.

В обычных звёздах, типа Солнца, H. рождаются в ядерных реакциях, обеспечивающих наблюдаемую светимость. При звёздных коллапсах темп-pa в центре звёзд повышается настолько, что в тепловом равновесии оказываются позитроны, мюоны и пионы, к-рые образуют H. в реакциях е + + е -3052-1.jpg v+3052-2.jpg m 3052-3.jpg е + v +3052-4.jpg p3052-5.jpg m + v и т. д. Энергии этих звёздных H. находятся в осн. в диапазоне от долей до неск. десятков МэВ.

H. рождаются также космич. лучами. Ускоренные до высоких энергий протоны или др. атомные ядра, сталкиваясь с ядрами атомов газа или с низкоэнерге-тич. фотонами, производят p- и К-мезоны, в результате распада к-рых возникают космич. H. высоких энергий. Их энергетич. диапазон, доступный регистрации,- от неск. десятков ГэВ до, возможно, 1015-1016 эВ.

Космологические нейтрино

Через время ~ 1 с после начала расширения Вселенной её теми-pa упала до 1010 К. Концентрация частиц в космич. плазме уменьшилась, свободный пробег H. увеличился настолько, что они вышли из теплового равновесия с плазмой. Горячий нейтринный газ, содержащий все три типа H. (и антинейтрино), "оторвался" от вещества и, расширяясь вместе со Вселенной, стал остывать как независимый, не взаимодействующий с веществом, компонент. Из связи с измеренной темп-рой фотонного газа (2,7 К) следует, что темп-pa нейтринного газа в настоящее время составляет 1,9 К (см. Горячей Вселенной теория). Это означает, что в ср. в 1 см 3 космич. пространства содержится 3052-6.jpg330 H. всех типов (включая антинейтрино) со ср. энергией каждой частицы 3052-7.jpg5.10-4 эВ. Пока нет практически осуществимого метода регистрации этих реликтовых И. Тем не менее несомненное существование газа реликтовых H. (косвенно оно подтверждается измерениями реликтовых фотонов аналогичного происхождения) позволяет получить ряд выводов об их роли в эволюции Вселенной.

Число типов H. (электронные, мюонные, тау и, возможно, др.) влияет на синтез лёгких элементов (дейтерий, гелий, литий) в горячей Вселенной, поскольку от числа типов H. зависит скорость расширения Вселенной на стадии нуклеосинтеза. Сопоставление указанных выше процессов с наблюдениями позволяет получить ограничения на свойства H. Из наблюдаемого обилия космич. дейтерия следует, что число возможных типов H. не может превышать 4. При известной концентрации nv реликтовых H. их масса должна быть такова, чтобы плотность нейтринного газа mvnv не приводила к возрасту Вселенной, меньшему, чем возраст наблюдаемых объектов, напр. Солнца или Галактики. Это даёт ограничение сверху на сумму масс всех типов H.: 3052-8.jpg < 40эВ.

Звёздные нейтрино

Солнечные нейтрино. Наблюдаемая светимость Солнца обеспечивается ядерной энергией, выделяющейся в водородном цикле. В реакциях p + p 3052-9.jpg 2D + + e++ve, 7Be + е -3052-10.jpg 7Li+ve и 8B 3052-11.jpg8Be+e++ve этого цикла испускаются H., называемые соответственно рр-нейтрино, бериллиевые Н. и борные H. Помимо них имеются ещё т. н. рер-нейтрино, образующиеся при слиянии двух протонов и электрона: p + е + p 3052-12.jpg 2D + ve. Если Солнце - стационарный источник, то предсказываемое полное число H., испускаемое в 1 с, не зависит от модели Солнца. Действительно, при превращении четырёх протонов в ядро гелия (в этом и состоит водородный цикл) 4р 3052-14.jpg 4He + 2е + + 2ve освобождается Q= 26,7 МэВ ядерной энергии, к-рая в конце концов высвечивается как тепловая энергия с поверхности Солнца. T. о., высвечивание порции энергии Q сопровождается испусканием двух H. Кол-во H. (Nv), излучаемых в 1 с, полностью определяется светимостью Солнца 3052-15.jpg =3,83052-17.jpg 1033 эрг/с:

3052-18.jpg

Однако энергетич. спектр излучаемых H., и особенно высокоэнергетич. часть спектра, самым существенным образом зависит от таких деталей солнечных моделей, как темп-pa в центре Солнца и концентрация гелия, т. к. от этих параметров зависит конкуренция между разл. ответвлениями реакций водородного цикла. Энергии рр-нейтрино, борных H. и pep-нейтрино сильно отличаются друг от друга. Макс. энергия рр-нейтрино равна 0,420 МэВ, pep-нейтрино и бериллиевые H. имеют точно фиксированные энергии 1,44 мэВ и 0,861 МэВ соответственно. Наиб. энергии имеют борные H.: их спектр простирается от нулевых энергий до 14,06 МэВ. Вычисления нейтринного потока для стандартной модели Солнца, выполненные Дж. Бакаллом (J. Bahcall, США), дают величину 7,9 + 2,6 SNU (SNU - Солнечная нейтринная единица, соответствует 10-36 захватов H. в секунду на атом Cl), в то время как измеренный на установке P. Дейвиса (R. Davis, США) ср. поток H. (1970- 1988) с энергией выше 0,814 МэВ составляет 2,3 + 0,25 SNU. Расхождение предсказываемого и измеренного значений может объясняться двумя общими причинами: А) более сложными физ. процессами в Солнце, не отражёнными в принятых моделях Солнца; эти процессы могут уменьшать поток H. в измеряемой в опыте Дейвиса высокоэнергетич. части спектра (экстремальная возможность, при к-рой происходит уменьшение полного потока H.,- это наличие другого источника энергии в Солнце, напр. маленькой чёрной дыры или тяжёлых реликтовых частиц, при аннигиляции к-рых выделяется необходимая энергия); Б) свойствами H. [напр., осцил-ляциями H. (представление о них впервые введено Б. M. Понтекорво в 1957), распадом H. на пути от Солнца до Земли, аномальным взаимодействием H., приводящим к переворачиванию спина относительно импульса, и др.]. Наиб. правдоподобная модификация стандартной модели Солнца может быть обусловлена наличием тяжёлых слабо взаимодействующих реликтовых частиц (космионов, или вимпов) в солнечном ядре, к-рые обеспечивают его дополнит. охлаждение. Другие возможности связаны с солнечными колебаниями и (или) периодич. перемешиванием вещества в центральных областях Солнца. Эти явления приводят к периодич. уменьшению темп-ры в центре Солнца и связанному о ним уменьшению потока борных H. В случае Б наиб. ес-теств. возможностью представляются нейтринные осцилляции, существование к-рых предсказывается теорией H. с конечной массой покоя. Из-за сохранения леп-тонного числа в ядерных реакциях Солнце генерирует электронные H., ve, к-рые являются смесью состояний с двумя разл. массами. При одинаковой энергии скорости распространения этих состояний различны, благодаря чему на нек-ром расстоянии от Солнца состав их смеси изменяется, а это означает появление примеси состояния другого H. (напр., мюонного), к-рое не может вызвать превращения 37Cl 3052-19.jpg37Ar в детекторе Дейвиса. Осцилляции солнечных H. могут быть наблюдаемы, если разность квадратов масс двух нейтринных состояний m12 - т22~ 10-10 эВ 2. Осцилляции H. могут быть вызваны также их взаимодействием с веществом. В этом случае дефицит борных H. можно объяснить т. н. резонансным усилением перехода электронных H. в H. др. типа в узком слое солнечного вещества с определённой плотностью.

Др. возможностью объяснения опыта Дейвиса является изменение спиральности H. вследствие взаимодействия его магн. момента с магн. полем.

Нейтрино от коллапсирующих звёзд. Если масса звёздного ядра превышает 1,2-1,4 3052-20.jpg, то оно может превратиться в нейтронную звезду или чёрную дыру. На конечной стадии эволюции таких звёздных ядер их плотность возрастает до 1010 - 1015 г/см 3, а темп-pa - до 1010-1012 К. Осн. механизмом потери энергии в этих условиях становится испускание H., образующихся в реакциях

3052-21.jpg

В качестве характерного примера приведём результаты расчёта потока H., возникающего при коллапсе железно-кислородного ядра звезды с массой 2 3052-22.jpg. Суммарная энергия, уносимая H., равна 5.1053 эрг, т. е. ок. 15% всей массы звезды, выраженной в энергетич. единицах. Cp. энергия отд. H. составляет 10-12 МэВ, а энергетич. спектр близок к тепловому с более крутым падением при высоких энергиях. Длительность нейтринного излучения 10-20 с. В испускаемом нейтринном потоке присутствуют в равных концентрациях все типы H. и антинейтрино. Это объясняется тем, что звёздное ядро вплоть до очень больших расстояний от центра непрозрачно для H. из-за процессов упругого рассеяния на электронах и ядрах. В результате все типы H. оказываются в тепловом равновесии с веществом вплоть до нек-рой поверхности (нейтриносфера), с к-рой испускание нейтрино происходит прибл. как с чернотельной поверхности. Если в нашей Галактике произойдёт коллапс звезды, её нейтринное излучение может быть зарегистрировано уже существующими телескопами.

При вспышке сверхновой SN 1987А сообщалось о регистрации H. подземными детекторами КАМИОКАНДЕ (Япония), ИМБ (США), Баксанским (СССР), а также о редком событии (5 импульсов в течение 7 с) в детекторе ЛСД (СССР - Италия). Несмотря на нек-рые неясности, эти события интерпретируют как регистрацию H. от коллапса, предшествующего взрыву сверхновой. Данные детектора КАМИОКАНДЕ с наиб. числом зарегист-риров. H. (11 за 13 с) удовлетворительно согласуются с имеющимися расчётами коллапса. Наблюдения сверхновой SN 1987А позволили получить более сильные (чем прежде) ограничения на свойства H., в т. ч. на массу, магн. момент и сечение vv -рассеяния.

Космические нейтрино высоких энергий

Методы детектирования (регистрации) космич. H. относятся к нейтринной астрономии. Задачи нейтринной астрономии высоких энергий сводятся исключительно к поиску точечных космич. источников H.; только при сверхвысоких энергиях (3052-23.jpg 103 ТэВ) ставится задача измерения диффузного потока H.

Нейтринное излучение высокой энергии (30- 1000 ГэВ) генерируется в космич. объектах в результате столкновений ускоренных частиц (космич. лучи) с атомными ядрами (рр-нейтрино) или с низкоэнергетич. фотонами (pg-нейтрино) в цепочке распадов заряж. пионов. При степенном спектре ускоренных протонов число H., генерированных в рр-взаимодействии, возрастает с уменьшением энергии, однако осн. вклад в сигнал от источника при детектировании дают H. с энергией выше 30 ГэВ. T. о., рр-нейтрино с энергией 30- 1000 ГэВ определяют диапазон нейтринной астрономии высоких энергий.

В отличие от рр-нейтрино, рождение rg-нейтрино происходит пороговым образом: в "фотонном газе" со ср. энергией фотонов e большая часть H. рождается с энергией, превышающей 3052-24.jpg 4.10-2mp · c2mpc2/e 3052-25.jpg 6·106/e ГэВ, где mp и m р - массы пиона и протона, a e выражено в эВ. Почти для всех известных источников толща окружающего газа невелика (меньше 1 г/см 2), в то время как "фотонный газ" для ряда источников (напр., ядер активных галактик) имеет столь большую плотность, что источник оказывается непрозрачным для протонов высокой энергии. Это приводит к высокой эффективности генерации pg-нейтрино. Для многих источников генерация pg-нейтрино имеет пороговую энергию 3052-26.jpg 5.106 ГэВ. Регистрация H. с 3052-27.jpg 5.106 ГэВ относится к нейтринной астрономии сверхвысоких энергий. Потеря в интенсивности потока H. сверхвысоких энергий вследствие падающего спектра протонов компенсируется повышенной эффективностью генерации pg-нейтрино благодаря значит. возрастанию сечения взаимодействия H. в детекторе (вследствие резонансного характера реакции 3052-28.jpg + е 3052-29.jpg W-.3052-30.jpgадроны, имеющей максимум в сечении при энергии 3052-31.jpg 6,4.106 ГэВ) и возможностью использования больших объёмов воды при детектировании H. акустич. методом.

Нейтринная астрономия высоких и сверхвысоких энергий имеет ряд уникальных возможностей по сравнению с гамма-астрономией; в частности, она позволяет исследовать плотные объекты и отдалённые космоло-гич. эпохи, недоступные средствам гамма-астрономии. Нейтринная астрономия высоких энергий может использовать лишь оптич. методы регистрации, при к-рых макс. объём детектора ограничен, по-видимому, величиной 109 м 3. С детекторами такого объёма возможна регистрация галактич. источников и лишь единичных событий от внегалактич. источников. К наиб. интересным галактич. источникам H. относятся двойные звёздные системы, молодые (до 1 года) оболочки сверхновых и "скрытые источники" - пульсары или чёрные дыры, окружённые большой толщей вещества.

Одним из галактических источников, от к-рых ожидается регистрируемый поток H. высоких энергий, является тесная двойная система Лебедь Х-3 (см. Гамма-астрономия). От этого источника зарегистрировано переменное гамма-излучение высокой (~103 ГэВ) и сверхвысокой (~104 - 107 ГэВ) энергии, с периодом 4,8 ч. Предполагается, что гамма-излучение генерируется в результате взаимодействия ускоренных протонов с макс. энергиями до 108 - 109 ГэВ с атомными ядрами газа, окружающего массивную звезду двойной системы. Этот процесс сопровождается генерацией H. высоких энергий. Мин. нейтринный поток, совместимый в рамках описываемой модели с наблюдаемым потоком гамма-излучения, должен быть зарегистрирован проектируемыми установками "Байкал" (СССР) и ДЮМАНД (США .

Др. типом "перспективных" нейтринных источников являются молодые оболочки сверхновых. В результате взрыва сверхновой происходит сброс оболочки звезды и в ряде случаев образование пульсара в центре. Молодые плотные оболочки сверхновых могут содержать частицы высоких энергий, ускоренные в разл. процессах (в частности, в магнитосфере пульсара). В оболочке с массой M~ 1 3052-32.jpg и скоростью расширения ~109 см/с ускоренные протоны в течение ~5 меc теряют энергию гл. обр. на образование пионов в ядерных столкновениях, и, следовательно, в течение этого времени оболочка является активным нейтринным излучателем. При мощности генерации космич. лучей в оболочке ~1043 эрг/с она за 5 мес излучает 2.1048 мюонных H. с энергией выше 100 ГэВ.

В качестве примера "скрытого источника", к-рый должен проявляться в основном в нейтринном излучении, рассматривается модель массивной звезды-сверхгиганта с массой 10 3052-33.jpg и радиусом 7.1013 см. В центр. области звезды находится двойная система - пульсар и ядро массивной звезды, похожее на белый карлик. Если светимость пульсара составляет 3.1038 эрг/с, то давление излучения создаёт вокруг пульсара разреженную полость, где могут ускоряться протоны. Проникая в оболочку, они рождают там в цепочке распада пионов фотоны, электроны и H., из к-рых только последние могут пройти сквозь толстый слой вещества (~105 г/см 2) наружу. Наблюдаемый во всех диапазонах зл.-магн. излучения, включая рентг. и гамма-диапазоны, источник будет выглядеть как обычная звезда-сверхгигант со светимостью ~1038 эрг/с и темп-рой 2500 К, и лишь регистрация H. высоких энергий может раскрыть его подлинную природу.

Из внегалактич. источников H. следует отметить активные ядра галактик и молодые галактики в фазе их повышенной светимости (яркая фаза). В последнем случае источником H. становится всё метагалактич. пространство, заполненное реликтовыми фотонами. Протоны, сталкиваясь с ними, рождают заряж. пионы, при распаде к-рых образуются H. Большие потоки H. возникают в том случае, если яркая фаза имела место при больших красных смещениях z > 10-20. Энергия реликтовых фотонов в эту эпоху была в (1 + z) раз больше, чем теперь, благодаря чему в образовании пионов (и следовательно H.) принимали участие протоны меньших, чем теперь, энергий. Спектр H. несёт информацию о красном смещении эпохи яркой фазы: он имеет максимум при энергии, определяемой только величиной z: 3052-34.jpg = 6.106[20/(l + z)]2 ГэВ. Большие потоки H. могли возникать и на догалактич. стадии.

Лит.: Герштейн С. С., Зельдович Я. Б., Масса покоя мюонного нейтрино и космология, "Письма в ЖЭТФ", 1966, т. 4, с. 174; Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, M., 1967; Беpезин-ский В. С., 3ацепин Г. Т., Возможности экспериментов с космическими нейтрино очень высоких эвергий: проект ДЮМАНД, "УФН", 1977, т. 122, с. 3; Hовиков И. Д., Эволюция Вселенной, 3 изд., M., 1990; Астрофизика космических лучей, M., 1984; Имшенник В. С.,Hадё -жин Д. К., Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом облаке: наблюдения и теория, "УФН", 1988, т. 156, с. 561.

В. С. Березинский.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. . 1988.


.

Смотреть что такое "НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА" в других словарях:

  • НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА — изучает физ. процессы в космич. объектах, происходящие с участием нейтрино. Нейтрино во Вселенной подразделяют по их источникам генерации и энергетич. диапазону на космологич. (реликтовые), звёздные и космич. нейтрино высоких энергий. Космологич …   Естествознание. Энциклопедический словарь

  • Нейтринная астрономия —         новый раздел наблюдательной астрономии, связанный с поиском и исследованием потоков Нейтрино от источников внеземного происхождения. Нейтрино является единственным видом излучения, который приходит к земному наблюдателю из самых глубоких… …   Большая советская энциклопедия

  • ядерная астрофизика — раздел астрофизики, изучающий распространённость химических элементов во Вселенной и ядерные процессы в звёздах и других космических объектах. * * * ЯДЕРНАЯ АСТРОФИЗИКА ЯДЕРНАЯ АСТРОФИЗИКА, раздел астрофизики, изучающий роль процессов микромира в …   Энциклопедический словарь

  • НЕЙТРИНО — (v), лёгкая (возможно, безмассовая) электрически нейтральная ч ца со спином 1/2 (в ед. ћ), участвующая только в слабом и гравитац. вз ствиях. Н. принадлежит к классу лептонов, а по статистич. св вам явл. фермионом. Известны три типа Н.:… …   Физическая энциклопедия

  • Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д. В. Скобельцына — Научно исследовательский институт ядерной физики имени Д. В. Скобельцына Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова (НИИЯФ МГУ) Международное название Skobeltsyn Institute of Nuclear Physics, Lomonosov Moscow State… …   Википедия

  • Чудаков, Александр Евгеньевич — (р. 16.VI.1921) советский физик экспериментатор, чл. кор. АН СССР (1966). Р. в Москве. Окончил Московский ун т (1948). В 1946 71 работал в Физическом ин те АН СССР, с 1971 в Ин те ядерных исследований АН СССР. Профессор Московского ун та.… …   Большая биографическая энциклопедия

  • ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС — процесс гидродинамич. сжатия тела под действием собств. сил тяготения. Этот процесс в природе возможен только у достаточно массивных тел, в частности у звёзд. Необходимое условие Г. к. понижение упругости в ва внутри звезды, к рое приводит к… …   Физическая энциклопедия

  • НЕЙТРОНИЗАЦИЯ ВЕЩЕСТВА — процесс превращения протонов р в нейтроны n как в свободном, так и в связ. состоянии (в ат. ядрах). Н. в. определяется законами слабого взаимодействия и обусловлена гл. обр. электронными захватами, хотя нек рый вклад дают и позитронные распады.… …   Физическая энциклопедия

  • НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ — самые плотные, согласно теории внутр. строения звёзд (с плотностью в ва порядка плотности ат. ядер), гидростатически равновесные звёзды, состоящие из нейтронов с малой примесью эл нов, сверхтяжёлых ат. ядер и протонов. Возникновение Н. з. связано …   Физическая энциклопедия

  • РЕЗОНАНСНАЯ КОНВЕРСИЯ НЕЙТРИНО — гипо тетич. процесс перехода одного типа нейтрино в другой при распространении в среде с монотонно изменяющейся плотностью. Переход осуществляется непрерывно, в соответствии с вариациями плотности и в осн. при пересечении слоя с т. н. резонансной …   Физическая энциклопедия


Поделиться ссылкой на выделенное

Прямая ссылка:
Нажмите правой клавишей мыши и выберите «Копировать ссылку»

We are using cookies for the best presentation of our site. Continuing to use this site, you agree with this.