Astronet > Neitrinnaya astrofizika

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Neitrinnaya astrofizika

1. Vvedenie
2. Kosmologicheskie neitrino
3. Zvezdnye neitrino
4. Kosmicheskie neitrino vysokih energii

1. Vvedenie

N. a. izuchaet fiz. processy v kosmich. ob'ektah, proishodyashie s uchastiem neitrino. Problemy registracii kosmich. neitrino (N) otnosyatsya k neitrinnoi astronomii.

N estestv. proishozhdeniya vo Vselennoi imeyut tri principial'no razlichayushihsya po svoei prirode istochnika.

Na rannih stadiyah goryachei Vselennoi, v techenie priblizitel'no 1 s posle nachala ee rasshireniya, N nahodilis' v teplovom ravnovesii s veshestvom. Ot etoi epohi nam ostalsya sil'no ostyvshii s teh por gaz kosmologicheskih neitrino (reliktovye neitrino).

V obychnyh zvezdah, tipa Solnca, N rozhdayutsya v yadernyh reakciyah, obespechivayushih nablyudaemuyu svetimost' zvezd. Pri vzryvah sverhnovyh zvezd i zvezdnyh gravitacionnyh kollapsah temp-ra v centre zvezdy podnimaetsya nastol'ko, chto rozhdayutsya pozitrony i dazhe $\pi$ -mezony (piony) i myuony (sm. Elementarnye chasticy), k-rye obrazuyut N v reakciyah ${\rm e^+ + e^-}\to \nu + \tilde{\nu}$ , $\mu\to {\rm e} + \nu + \tilde{\nu}$ , $\pi\to\mu + \nu$ i t.d. Energii etih zvezdnyh neitrino nahodyatsya v osnovnom v diapazone ot dolei do nesk. desyatkov MeV.

N rozhdayutsya takzhe kosmicheskimi luchami. Uskorennye do vysokih energii protony ili bolee tyazhelye yadra, stalkivayas' s yadrami atomov ili s nizkoenergetich. fotonami, proizvodyat $\pi$ - i K-mezony, v rezul'tate raspada k-ryh voznikayut kosmicheskie neitrino vysokih energii. Ih energetich. diapazon, dostupnyi registracii, prostiraetsya ot nesk. desyatkov GeV do, vozmozhno, 10¹⁵-10¹⁶ eV.

2. Kosmologicheskie neitrino

Cherez vremya ~1 s posle nachala rasshireniya Vselennoi ee temp-ra upala do 10¹⁰ K (sm. Kosmologiya). Plotnost' chastic v kosmich. plazme umen'shilas', i N stali redko stalkivat'sya s nimi. V rezul'tate goryachii neitrinnyi gaz, soderzhashii vse tri sorta N (i antineitrino), "otorvalsya" ot veshestva i, rasshiryayas' vmeste s Vselennoi, stal ostyvat' kak nezavisimyi, ne vzaimodeistvuyushii s veshestvom komponent. Soglasno modeli goryachei Vselennoi, v nastoyashee vremya ego temp-ra sostavlyaet vsego lish' 1,9-2,1 K. Eto oznachaet, chto v srednem v 1 sm³ kosmich. prostranstva soderzhitsya ot 300 do 400 N vseh sortov (vklyuchaya antineitrino) so sr. energiei kazhdoi chasticy $(5-6)\cdot 10^{-4}$ eV. Poka net prakticheski osushestvimogo metoda registracii etih reliktovyh N. Tem ne menee nesomnennoe nalichie reliktovyh N (a ono kosvenno podtverzhdaetsya izmereniyami reliktovyh fotonov analogichnogo proishozhdeniya) pozvolyaet poluchit' ryad vyvodov o sv-vah N i ih vozmozhnoi roli v astrofizike (sm. Model' goryachei Vselennoi).

Esli N obladayut massoi pokoya $m_\nu\ge$ 10 eV, to oni dolzhny davat' glavnyi vklad v sr. plotnost' veshestva vo Vselennoi i, t.o., opredelyat' ee vozrast. Znaya velichinu postoyannoi Habbla i ogranicheniya snizu na vozrast Vselennoi (sm. Kosmohronologiya yadernaya), mozhno poluchit' (uchityvaya, chto chislo N v ed. ob'ema v goryachei modeli Vselennoi izvestno) ogranichenie sverhu na summu mass vseh sortov N (S.S. Gershtein, Ya.B. Zel'dovich, 1966 g.):
$\sum\limits_i m_{\nu_i} < 40$ eV.

Obrazovanie geliya v goryachei Vselennoi pozvolyaet poluchit' ogranichenie na vozmozhnoe chislo tipov (sortov) slabovzaimodeistvuyushih chastic i, v chastnosti, N.

Esli u N est' massa pokoya >10 eV, to Gravitacionnaya neustoichivost' neitrinnogo gaza opredelyaet process obrazovaniya krupnomasshtabnoi struktury Vselennoi.

3. Zvezdnye neitrino

Solnechnye neitrino.
Nablyudaemaya svetimost' Solnca obespechivaetsya yadernoi energiei, vydelyayusheisya v vodorodnom cikle. V reakciyah r + r $\to$ ²D + e⁺ + $\nu_e$ , ⁷Ve + e^- $\to$ ⁷Li + $\nu_e$ i ⁸V $\to$ ⁸V* + e⁺ + $\nu_e$ vodorodnogo cikla ispuskayutsya N, nazyvaemye sootvetstvenno rr-neitrino, berillievye N i bornye N. Pomimo nih imeyutsya eshe t.n. rer-neitrino, obrazuyushiesya pri odnovrem. stolknovenii dvuh protonov i elektrona: r + e^- + r $\to$ ²D + $\nu_e$ . Esli Solnce svetit stacionarno, to predskazyvaemoe polnoe kolichestvo N, ispuskaemoe v 1 s, ne zavisit ot modeli Solnca. Deistvitel'no, pri prevrashenii chetyreh protonov v yadro geliya 4r $\to$ ⁴Ne + 2e^- + 2 $\nu_e$ osvobozhdaetsya $Q \approx$ 26,7 MeV yadernoi energii, k-raya v konce koncov vysvechivaetsya kak teplovaya energiya s poverhnosti Solnca. T.o., vysvechivanie porcii energii Q soprovozhdaetsya ispuskaniem dvuh N. Kolichestvo N $N_\nu$ , izluchaemyh v 1 s, polnost'yu opredelyaetsya svetimost'yu Solnca $L_\odot=3,86\cdot 10^{33}$ erg/s: $N_\nu=2L_\odot/Q= 1,8\cdot 10^{38}$ neitrino/s. Odnako energetich. spektr izluchaemyh N, osobenno vysokoenergetichsskaya ego chast', samym sushestvennym obrazom zavisit ot takih detalei solnechnyh modelei, kak temp-ra v centre Solnca i koncentraciya geliya, t.k. ot etih parametrov zavisit konkurenciya mezhdu razlichnymi otvetvleniyami reakcii vodorodnogo cikla. Energii rr-neitrino, berillievyh N, bornyh N i rer-neitrino sil'no otlichayutsya drug ot druga. Maks. energiya rr-neitrino sostavlyaet 0,420 MeV, rer-neitrino i berillievye N imeyut tochno fiksirovannye energii 1,44 MeV i 0,861 MeV sootvetstvenno. Bornye N imeyut naibol'shie energii: ih spektr prostiraetsya ot nulevyh energii do 14,06 MeV. Vychisleniya neitrinnogo potoka dlya standartnoi solnechnoi modeli, vypolnennye Dzh. Bakallom (SShA), dayut velichinu 7,6 3,3 SNU, v to vremya kak izmerennyi na ustanovke Deivisa (SShA, 1981) potok N s energiei vyshe 0,814 MeV sostavlyaet 1,8 0,3 SNU (sm. Neitrinnaya astronomiya). Rashozhdenie predskazyvaemogo i izmerennogo znachenii mozhet ob'yasnyat'sya dvumya obshimi prichinami: A) bolee slozhnymi processami v Solnce, ne otrazhennymi v prinyatyh modelyah Solnca; eti processy mogut umen'shat' potok N v vysokoenergetich. chasti spektra (ekstremal'naya vozmozhnost' takogo roda - eto nalichie dr. istochnika energii v Solnce, napr. malen'koi chernoi dyry); B) sv-vami N (napr., neitrinnymi oscillyaciyami, predstavlenie o k-ryh vpervye vvedeno sovetskim uchenym B.M. Pontekorvo v 1957 g., ili raspadom $\nu_e$ na puti ot Solnca do Zemli). Naibolee pravdopodobnye vozmozhnosti modifikacii standartnoi solnechnoi modeli svyazany s solnechnymi kolebaniyami i (ili) periodich. peremeshivaniem veshestva v central'nyh oblastyah Solnca. Eti yavleniya privodyat k periodich. umen'sheniyu temp-ry v centre Solnca i svyazannomu s nim umen'sheniyu potoka bornyh N. V sluchae B naibolee prostym ob'yasneniem predstavlyayutsya neitrinnye oscillyacii, sushestvovanie k-ryh predskazyvaetsya teoriei N s konechnoi massoi pokoya.

V etoi teorii sushestvuyut dve vozmozhnosti. Pri pervoi - N s dannym leptonnym chislom (napr., $\nu_e$ i $\nu_\mu$ ) imeyut opredelennye massy (m₁ i m₂). Pri vtoroi - sostoyaniya N s opredelennymi massami (napr., $\nu_1$ s massoi m₁ i $\nu_2$ s massoi m₂) ne harakterizuyutsya opredelennymi znacheniyami leptonnyh chisel L, a sostoyaniya s dannym L (napr., $\nu_e$ i $\nu_\mu$ ) yavl. ortogonal'nymi lineinymi kombinaciyami $\nu_1$ i $\nu_2$ (napr., volnovye f-cii myuonnogo i elektronnogo N vyrazhayutsya cherez volnovye f-cii $\nu_1$ - i $\nu_2$ -neitrino sled. obr.: $\nu_mu=\nu_1\sin\alpha+\nu_2\cos\alpha$ i $\nu_e=\nu_1\cos\alpha-\nu_2\sin\alpha$ , gde parametr $\alpha$ naz. uglom smeshivaniya). Esli v kakoi-to tochke prostranstva rozhdaetsya $\nu_\mu$ dannoi energii $\varepsilon$ , t.e. kombinaciya $\nu_1\sin\alpha+\nu_2\cos\alpha$ , to (poskol'ku skorosti dvizheniya $\nu_1$ i $\nu_2$ pri odinakovoi energii razlichny) v tochke registracii na rasstoyanii r sootnoshenie mezhdu $\nu_1$ i $\nu_2$ izmenyaetsya, chto oznachaet poyavlenie kombinacii $\nu_1\cos\alpha-\nu_2\sin\alpha$ , t.e. $\nu_e$ . Odnako na nek-rom rasstoyanii, oboznachaemom 21, pervonachal'noe sootnoshenie mezhdu $\nu_1$ i $\nu_2$ vosstanovitsya, i N opyat' prevratitsya v chistoe sostoyanie $\nu_\mu$ . Dlina
$l={4\pi\hbar\varepsilon\over {c^3(m_1^2-m_2^2)}}=2,5\cdot 10^2\;{\over {m_1^2-m_2^2}}$ sm (1)
nazyvaetsya dlinoi oscillyacii [v poslednei chasti (1) $\varepsilon$ vyrazhena v MeV, m₁ i m₂ - v eV]. Iz (1) sleduet, chto dlina oscillyacii imeet makroskopich. masshtaby tol'ko pri malyh raznostyah mass N. Opisannyi primer pokazyvaet, chto $\nu_\mu$ , rozhdennoe na rasstoyanii $r\ge l$ ot misheni, napr. v reakcii $\pi^+\to\mu^++\nu_mu$ , s nek-roi veroyatnost'yu mozhet prevratit'sya v $\nu_e$ i vyzvat' reakciyu $\nu_e + {\rm N}\to e^- + {\rm X}$ (N - nuklon, H - ostal'nye produkty reakcii). Analogichnym obrazom elektronnoe N mozhet prevrashat'sya v dr. tipy N. Soglasno f-le (1), dlya bornyh N s energiei $\varepsilon\sim 10$ MeV dostatochno raznosti kvadratov mass $m_1^2-m_2^2\sim 10^{-10} \mbox{eV}^2$ , chtoby dlina oscillyacii stala men'she rasstoyaniya ot Zemli do Solnca, i, sledovatel'no, proizoshlo zametnoe umen'shenie potoka elektronnyh N za schet perehoda $\nu_e$ v $\nu_\mu$ i $\nu_\tau$ , ne registriruemye v detektore Deivisa.

Neitrino ot kollapsiruyushih zvezd.
Esli massa zvezdnogo yadra prevyshaet 1,2-1,4 ${\mathfrak M}_\odot$ , to ono mozhet prevratit'sya v neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru. Na konechnoi stadii evolyucii zvezdnyh yader ih plotnosti vozrastayut do 10⁷-10¹⁵ g/sm³, a temp-ry do 10¹⁰-10¹² K. Osn. mehanizmom poteri energii v etih usloviyah stanovitsya ispuskanie neitrino, obrazuyushihsya v reakciyah ${\rm e^+ + e^-}\to \nu + \tilde{\nu}$ , ${\rm e^- + p\to n} + \nu_e$ , ${\rm e^+ + n\to p} + \tilde{\nu}_e$ i v raspadah pionov i myuonov:
$\pi^- \to \mu^- + \tilde{\nu}_\mu, \pi^+ \to \mu^+ + \nu_\mu \\ \mu^-\to{\rm e^-} + \nu_\mu + \tilde{\nu}_e, \mu^+\to{\rm e^+} + \tilde{\nu}_\mu + \nu_e$ , (2)
nahodyashihsya v teplovom ravnovesii v zvezdnyh yadrah. V kachestve harakternogo primera privedem potok N, voznikayushii pri kollapse zhelezno-kislorodnogo yadra zvezdy s massoi 2 ${\mathfrak M}_\odot$ . Summarnaya energiya, unosimaya N, sostavlyaet $5\cdot 10^{53}$ erg, t.e. ok. 15% vsei massy zvezdy (v energetich. ed.). Sr. energiya otdel'nogo N sostavlyaet 10-12 MeV ( $\approx 2\cdot 10^{-5}$ erg), a energetich. spektr blizok k teplovomu s bolee krutym padeniem pri vysokih energiyah. Ves' neitrinnyi impul's dlitsya 10-20 s. V neitrinnom izluchenii prisutstvuyut v ravnyh koncentraciyah vse tipy N i antineitrino. Eto ob'yasnyaetsya tem, chto zvezdnoe yadro vplot' do ochen' bol'shih rasstoyanii ot centra neprozrachno dlya N iz-za processov uprugogo rasseyaniya na elektronah i yadrah. N ispuskayutsya kak by s poverhnosti neitrinnoi fotosfery ravnovesnym obrazom nezavisimo ot togo, v kakih processah oni pervonachal'no obrazovalis'. Esli v nashei Galaktike proizoidet kollaps zvezdy, ee neitrinnoe izluchenie mozhet byt' zaregistrirovano uzhe sushestvuyushimi neitrinnymi teleskopami.

4. Kosmicheskie neitrino vysokih energii

Neitrinnoe izluchenie vysokoi energii (50-1000 GeV) generiruetsya v kosmich. ob'ektah i rezul'tate stolknovenii uskorennyh chastic (kosmich. luchi) s atomnymi yadrami (rr-neitrino) pli s iizkoenergetich. fotonami ( $p\gamma$ -neitrino) v cepochke raspadov zaryazhennyh pionov (2). Ideya o vozmozhnosti registracii kosmich. N vysokih energii byla vpervye vydvinuta M.A. Markovym v 1959 g.

Pri stepennom spektre uskorennyh protonov chislo N, generirovannyh v rr-vzaimodeistvii, vozrastaet s umen'sheniem energii, odnako osn. vklad v signal ot istochnika pri detektirovanii dayut N s energiei vyshe 50 GeV. T.o., rr-neitrino s energiei 50-1000 GeV opredelyayut neitrinnuyu astronomiyu vysokih energii.

V otlichie ot rr-neitrino, rozhdenie $p\gamma$ -neitrino proishodit porogovym obrazom: v "fotonnom gaze" so sr. energiei fotonov $\varepsilon$ b'ol'shaya chast' N rozhdaetsya s energiei, prevyshayushei $\varepsilon_0\approx 4\cdot 10^{-2} m_\pi m_p c^4/\varepsilon\approx 6\cdot 10^6 /\varepsilon$ GeV, gde $m_\pi$ i m_p - massy piona i protona. Pochti dlya vseh izvestnyh istochnikov tolsha okruzhayushego gaza nevelika (men'she 1 g/sm²), v to vremya kak "fotonnyi gaz" dlya ryada istochnikov (napr., yader galaktik) imeet stol' bol'shuyu plotnost', chto istochnik okazyvaetsya neprozrachnym dlya protonov vysokoi energii. Eto privodit k vysokoi effektivnosti $p\gamma$ -mehanizma generacii N. Dlya mnogih istochnikov $p\gamma$ -mehanizm daet porogovuyu energiyu N $5\cdot 10^6$ GeV, i, t.o., $\varepsilon_\nu\ge 5\cdot 10^6$ GeV opredelyaet oblast' neitrnnnoi astronomii sverhvysokih energii. Poterya v intensivnosti potoka N sverhvysokih energii vsledstvie padayushego spektra protonov kompensiruetsya povyshennoi effektivnost'yu $p\gamma$ -proizvodstva N, znachit, vozrastaniem secheniya vzaimodeistviya N v detektore (blagodarya reakcii $\tilde{\nu}_e + {\rm e}^-\to {\rm W}^-\to$ adrony, imeyushei maksimum v sechenii pri energii $\approx 5,5\cdot 10^6$ GeV) i vozmozhnost'yu ispol'zovaniya bol'shih ob'emov vody pri detektirovanii N akustich. metodom.

Neitrinnaya astronomiya vysokih i sverhvysokih energii imeet ryad unikal'nyh vozmozhnostei po sravneniyu s gamma-astronomiei, v chastnosti ona pozvolyaet issledovat' plotnye ob'ekty i otdalennye kosmologich. epohi, nedostupnye sredstvam gamma-astronomii.

Neitrinnaya astronomiya vysokih energii mozhet ispol'zovat' lish' optich. metody registracii, pri k-ryh maks. ob'em detektora ogranichen, po-vidimomu, velichinoi 10⁹ m³. Pri takom ob'eme vozmozhno detektirovanie galaktich. istochnikov i lish' edinichnyh sobytii ot vnegalaktich. istochnikov. K naibolee interesnym galaktich. istochnikam N otnosyatsya molodye (do 1 goda) obolochki sverhnovyh i "skrytye istochniki" - pul'sary ili chernye dyry, okruzhennye bol'shoi tolshei veshestva.

V rezul'tate vzryva sverhnovoi proishodit vybros vnesh. obolochki zvezdy i v bol'shom chisle sluchaev obrazovanie pul'sara v centre. Molodye plotnye obolochki sverhnovyh mogut soderzhat' chasticy vysokih energii, uskorennye v razlichnyh predelah. V obolochke s massoi ${\mathfrak M} \approx 1 {\mathfrak M}_\odot$ i skorost'yu rasshireniya $\approx 10^9$ sm/s uskorennye protony v techenie 5 mes teryayut energiyu v osnovnom na obrazovanie pionov v yadernyh stolknoveniyah i, sledovatel'no, v techenie etogo vremeni obolochka yavl. aktivnym neitrinnym izluchatelem. Pri moshnosti generacii kosmich. luchei v obolochke ~10⁴³ erg/s ona za 5 mes izluchaet $2\cdot 10^{48}$ myuonnyh N s energiei vyshe 100 GeV.

V kachestve primera "skrytogo istochnika" rassmatrivaetsya massivnaya zvezda-sverhgigant, s massoi 10 ${\mathfrak M}_\odot$ i radiusom obolochki $\sim 7\cdot 10^{13}$ sm. V central'noi oblasti zvezdy nahoditsya dvoinaya sistema - pul'sar i yadro massivnoi zvezdy, pohozhee na belyi karlik. Esli svetimost' pul'sara sostavlyaet $3\cdot 10^{38}$ erg/s, to davlenie izlucheniya sozdaet vokrug pul'sara razrezhennuyu polost', gde mogut uskoryat'sya protony. Pronikaya v obolochku, oni rozhdayut tam [v cepochke raspada pionov (2)] fotony, elektrony i t.d., no tol'ko N mogut proiti skvoz' tolstuyu (~10⁵ g/sm²) obolochku naruzhu. Nablyudaemyi vo vseh diapazonah el.-magn. izlucheniya, vklyuchaya rentg. i gamma-diapazony, istochnik budet vyglyadet' kak obychnaya zvezda-sverhgigant so svetimost'yu ~10³⁸ erg/s i temp-roi $\approx$ 2500 K, i lish' registraciya N vysokih energii mozhet raskryt' ego podlinnuyu prirodu.

Iz vnegalaktich. istochnikov N sleduet otmetit' aktivnye yadra galaktik i molodye galaktiki v faze ih povyshennoi svetimosti. Potoki N vysokih energii ot galaktich. yader ozhidayutsya i dlya modeli chernoi dyry, kak istochnika aktivnosti yader, i dlya modeli vrashayushegosya namagnichennogo plazmennogo tela - magnitoida. V obeih modelyah eto svyazano s vozmozhnost'yu uskoreniya chastic do vysokih i sverhvysokih energii, s nalichiem obychnogo gaza i bol'shoi plotnost'yu gaza nizkoenergetich. fotonov v yadrah galaktik. Sootnoshenie mezhdu potokami neitrinnogo i gamma-izlucheniya pozvolyaet razlichat' eti modeli.

Spektr N, generirovannyh v stolknoveniyah uskorennyh protonov s reliktovymi fotonami, imeet maksimum pri energii, pryamo svyazannoi s krasnym smesheniem z epohi "yarkoi fazy" galaktik:
$\varepsilon_{maks}=6,1\cdot 10^6\;\left( {20\over{1+z}} \right)^2$ (GeV).
T. o., esli diffuznyi potok N okazhetsya dostatochnym dlya izmereniya ih spektra, to opredelenie polozheniya maksimuma spektra pozvolit datirovat' epohu "yarkoi fazy" galaktik.

Lit.:
Berezinskii V.S., 3acepin G.T., Neitrinnaya astrofizika, M., 1975; i h zhe,. Vozmozhnosti eksperimentov s kosmicheskimi neitrino ochen' vysokih energii: proekt DYuMAND, "UFN", 1977, t. 122, v. 1, s. 3; Zel'dovich Ya. V., Novikov I. D., Relyativistskaya astrofizika, M., 1967; Astrofizika kosmicheskih luchei, M., 1984.

(V.S. Berezinskii)

V. S. Berezinskii, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: neitrinnaya astrofizika Publikacii so slovami: neitrinnaya astrofizika
Sm. takzhe: Neitrinnaya astrofizika

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati