Нейтринная астрофизика
1. Введение
2. Космологические нейтрино
3. Звёздные нейтрино
4. Космические нейтрино высоких энергий
1. Введение
Н. а. изучает физ. процессы в космич. объектах, происходящие с участием нейтрино. Проблемы регистрации космич. нейтрино (Н) относятся к нейтринной астрономии.
Н естеств. происхождения во Вселенной имеют три принципиально различающихся по своей природе источника.
На ранних стадиях горячей Вселенной, в течение приблизительно 1 с после начала её расширения, Н находились в тепловом равновесии с веществом. От этой эпохи нам остался сильно остывший с тех пор газ космологических нейтрино (реликтовые нейтрино).
В обычных звёздах, типа Солнца, Н рождаются в ядерных реакциях, обеспечивающих наблюдаемую светимость звёзд. При взрывах сверхновых звёзд и звёздных гравитационных коллапсах темп-ра в центре звезды поднимается настолько, что рождаются позитроны и даже -мезоны (пионы) и мюоны (см. Элементарные частицы), к-рые образуют Н в реакциях , , и т.д. Энергии этих звёздных нейтрино находятся в основном в диапазоне от долей до неск. десятков МэВ.
Н рождаются также космическими лучами. Ускоренные до высоких энергий протоны или более тяжёлые ядра, сталкиваясь с ядрами атомов или с низкоэнергетич. фотонами, производят - и К-мезоны, в результате распада к-рых возникают космические нейтрино высоких энергий. Их энергетич. диапазон, доступный регистрации, простирается от неск. десятков ГэВ до, возможно, 1015-1016 эВ.
2. Космологические нейтрино
Через время ~1 с после начала расширения Вселенной её темп-ра упала до 1010 К (см. Космология). Плотность частиц в космич. плазме уменьшилась, и Н стали редко сталкиваться с ними. В результате горячий нейтринный газ, содержащий все три сорта Н (и антинейтрино), "оторвался" от вещества и, расширяясь вместе с Вселенной, стал остывать как независимый, не взаимодействующий с веществом компонент. Согласно модели горячей Вселенной, в настоящее время его темп-ра составляет всего лишь 1,9-2,1 К. Это означает, что в среднем в 1 см3 космич. пространства содержится от 300 до 400 Н всех сортов (включая антинейтрино) со ср. энергией каждой частицы эВ. Пока нет практически осуществимого метода регистрации этих реликтовых Н. Тем не менее несомненное наличие реликтовых Н (а оно косвенно подтверждается измерениями реликтовых фотонов аналогичного происхождения) позволяет получить ряд выводов о св-вах Н и их возможной роли в астрофизике (см. Модель горячей Вселенной).
Если Н обладают массой покоя
10 эВ, то они должны давать главный вклад в ср. плотность вещества во Вселенной и,
т.о., определять её возраст. Зная величину постоянной Хаббла и ограничения снизу
на возраст Вселенной (см. Космохронология
ядерная),
можно получить (учитывая, что число Н в ед. объёма в горячей модели Вселенной известно)
ограничение сверху на сумму масс всех сортов Н (С.С. Герштейн, Я.Б. Зельдович, 1966
г.):
эВ.
Образование гелия в горячей Вселенной позволяет получить ограничение на возможное число типов (сортов) слабовзаимодействующих частиц и, в частности, Н.
Если у Н есть масса покоя >10 эВ, то Гравитационная неустойчивость нейтринного газа определяет процесс образования крупномасштабной структуры Вселенной.
3. Звёздные нейтрино
Солнечные нейтрино.
Наблюдаемая светимость Солнца обеспечивается ядерной энергией, выделяющейся в водородном цикле. В реакциях р + р
2D + е+ + ,
7Ве + е- 7Li
+ и 8В 8В*
+ е+ + водородного цикла испускаются
Н, называемые соответственно рр-нейтрино, бериллиевые Н и борные Н. Помимо
них имеются ещё т.н. рeр-нейтрино, образующиеся при одноврем. столкновении
двух протонов
и электрона: р + е- + р 2D
+ . Если Солнце светит стационарно, то предсказываемое полное
количество Н, испускаемое в 1 с, не зависит от модели Солнца. Действительно, при
превращении четырёх протонов в ядро гелия 4р 4Не
+ 2е- + 2 освобождается 26,7
МэВ ядерной энергии, к-рая в конце концов высвечивается как тепловая энергия
с поверхности Солнца. Т.о., высвечивание порции энергии Q сопровождается испусканием
двух Н. Количество Н , излучаемых в 1 с, полностью определяется
светимостью Солнца эрг/с: нейтрино/с. Однако энергетич. спектр излучаемых Н, особенно
высокоэнергетичсская его часть, самым существенным образом зависит от таких деталей
солнечных моделей, как темп-ра в центре Солнца и концентрация гелия, т.к. от этих
параметров
зависит конкуренция между различными ответвлениями реакций водородного цикла. Энергии
рр-нейтрино, бериллиевых Н, борных Н и рeр-нейтрино сильно отличаются
друг
от друга. Макс. энергия рр-нейтрино составляет 0,420 МэВ, рeр-нейтрино
и бериллиевые Н имеют точно фиксированные энергии 1,44 МэВ и 0,861 МэВ соответственно.
Борные Н имеют наибольшие энергии: их спектр простирается от нулевых энергий до 14,06
МэВ. Вычисления нейтринного потока для стандартной солнечной модели, выполненные
Дж.
Бакаллом (США), дают величину 7,6 3,3 SNU, в то время как измеренный на установке
Дейвиса (США, 1981) поток Н с энергией выше 0,814 МэВ составляет 1,8 0,3 SNU (см.
Нейтринная астрономия). Расхождение предсказываемого
и измеренного значений может объясняться двумя общими причинами: А) более
сложными процессами в Солнце, не отраженными в принятых моделях Солнца; эти процессы
могут уменьшать поток Н в высокоэнергетич. части спектра (экстремальная возможность
такого
рода - это наличие др. источника энергии в Солнце, напр. маленькой чёрной дыры); Б) св-вами Н (напр., нейтринными осцилляциями, представление
о к-рых впервые введено советским учёным Б.М. Понтекорво в 1957 г., или распадом
на пути от Солнца до Земли). Наиболее правдоподобные возможности
модификации
стандартной солнечной модели 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 с ним уменьшению потока борных Н. В случае Б
наиболее простым объяснением представляются нейтринные осцилляции, существование
к-рых предсказывается
теорией Н с конечной массой покоя.
В этой теории существуют две возможности. При первой - Н с данным лептонным числом
(напр., и ) имеют определённые массы (m1
и m2). При второй - состояния Н с определёнными
массами (напр., с массой m1 и
с массой m2) не характеризуются определёнными
значениями лептонных чисел L, а состояния с данным L (напр.,
и ) явл. ортогональными линейными комбинациями
и (напр., волновые ф-ции мюонного и электронного Н выражаются
через
волновые ф-ции - и -нейтрино след. обр.:
и ,
где параметр наз. углом смешивания). Если в какой-то точке пространства
рождается данной энергии , т.е. комбинация
, то (поскольку скорости движения
и при одинаковой энергии различны) в точке регистрации
на расстоянии r соотношение между и
изменяется, что означает появление комбинации ,
т.е. . Однако на нек-ром расстоянии, обозначаемом 21, первоначальное
соотношение между и восстановится, и Н опять
превратится
в чистое состояние . Длина
см (1)
называется длиной осцилляции [в последней части (1) выражена
в МэВ, m1 и m2
- в
эВ]. Из (1) следует, что длина осцилляции имеет макроскопич. масштабы только при
малых разностях масс Н. Описанный пример показывает, что , рождённое
на
расстоянии от мишени, напр. в реакции ,
с нек-рой вероятностью может превратиться в и вызвать реакцию
(N - нуклон, Х - остальные продукты
реакции). Аналогичным образом электронное Н может превращаться в др. типы Н. Согласно
ф-ле
(1), для борных Н с энергией МэВ достаточно разности
квадратов масс , чтобы длина осцилляции
стала меньше расстояния от Земли до Солнца, и, следовательно, произошло заметное
уменьшение потока электронных Н за счет перехода в
и , не регистрируемые в детекторе Дейвиса.
Нейтрино от коллапсирующих звёзд.
Если масса звёздного ядра превышает 1,2-1,4 , то
оно может превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. На конечной стадии эволюции
звёздных
ядер их плотности возрастают до 107-1015
г/см3, а темп-ры до 1010-1012
К. Осн. механизмом потери энергии в этих условиях становится испускание нейтрино,
образующихся в реакциях , ,