Астрофізика нейтринна

Нейтринний телескоп (детектор)

Астрофі́зика нейтри́нна — новий розділ астрофізики, пов’язаний з пошуком і дослідженням потоків нейтрино від джерел позаземного походження з метою отримання відомостей про події, що супроводжують процеси в надрах астрономічних об’єктів за допомогою нейтринних детекторів в спеціальних обсерваторіях.

Нейтринні потоки космічного походження мають три принципово різні за своєю природою джерела: нейтрино, що народжуються в надрах зір (зоряні нейтрино), нейтрино, народжені космічними променями і реліктові (космологічні) нейтрино.

Сучасні нейтринні детектори (фото) допускають можливість виявлення нейтринного випромінювання лише від Сонця і наднових зір нашої Галактики.

Зоряні нейтрино

У звичайних зорях типу Сонця, потоки нейтрино народжуються в ядерних реакціях водневого циклу, що забезпечують спостережувану світність зір під час їх перебування на головній послідовності Герцшпрунга-Рессела діаграмі.

У реакціях

р + р → ²D + е⁺ + ν_e,

⁷Ве + е^- → ⁷Li + ν_e

⁸В → ⁸В* + е⁺ +ν_e

водневого циклу випускаються нейтрино, які носять назви рр-нейтрино, берилієві нейтрино і борні нейтрино у відповідності з тим ядром, яке синтезується під час кожної з наведених реакцій водневого циклу. Синтез кожного ядра ⁴He супроводжується випусканням двох електронних нейтрино.

Повний потік нейтрино, який визначає світність Сонця, становить біля поверхні Землі 6,5×10¹⁰ нейтрино/(см²с), причому нейтрино забирають ~ 3 % енергії термоядерного синтезу в надрах Сонця.

Перші експерименти зі спостереження сонячних нейтрино здійснені американським ученим Р. Девісом із співробітниками в 1967-1968 за допомогою радіохімічного нейтринного детектора, що містив 610 т рідкого перхлоретілена (C²Cl⁴).

Сучасними теоріями еволюції зір передбачається, що нейтринне випромінювання відіграє вирішальну роль в механізмі вибуху наднових. При вибухах наднових зір та їх гравітаційного колапсу, коли температура в центрі зорі досягає значення ~ 10¹¹ К, довжина вільного пробігу електронного нейтрино стає порівнянною з розмірами зорі і при подальшому збільшенні температури зоря вже стає непрозорою для нейтрино. Але так як при цьому довжина вільного пробігу нейтрино залишається ще набагато більшою за довжину вільного пробігу фотонів, перенесення енергії з надр зорі назовні здійснюється за допомогою нейтринного газу (нейтринна теплопровідність) і втрати енергії продовжують визначатися саме нейтринним випромінюванням. Нарешті, при температурах 2×10¹¹ К надра зір стають непрозорими для нейтрино всіх сортів.

Космічні нейтрино високих енергій

Джерелом потоків нейтрино можуть виступати космічні промені. Прискорені до високих енергій в надсильних галактичних магнітних полях, або в надсильних магнітних полях мегнетарів протони або більш важкі ядра, стикаючись з ядрами атомів міжзоряного середовища або з низькоенергетичними фотонами, генерують π^– і К-мезони, в результаті розпаду яких виникають космічні нейтрино високих енергій від декількох десятків ГеВ до, можливо, 106-107 ГеВ.

Завдяки малим перерізам захоплення нейтрино, астрофізика нейтринна високих і надвисоких енергій має унікальні можливості досліджувати астрофізичні процеси в недоступній для гамма-астрономії області.

Космологічні нейтрино

На ранніх стадіях гарячого Всесвіту, протягом приблизно 1 с після початку її космологічного розширення, нейтрино перебували в тепловій рівновазі з речовиною. В процесі розширення Всесвіту його температура падала і наступив момент, коли його температура зменшилась до 10¹⁰ К. Речовина стала прозорою для нейтрино: нейтрино відокремилось від речовини. Такі нейтрино називають реліктовими (космологічними).

Згідно з моделлю гарячого Всесвіту, в даний час рівноважна температура реліктового нейтрино становить всього лише (1,9-2,1) К. Це означає, що в середньому в 1 см³ космічного простору міститься від 300 до 400 реліктових всіх сортів (включаючи антинейтрино) з середньою енергією (5-6)×10^-4 еВ.

Ці реліктові нейтрино і забезпечують ще одну складову (разом з зоряною складовою та складовою від космічних променів) у загальному балансі космічного нейтрино, який детектується нейтринними телескопами.

Інші типи нейтрино

Крім розглянутих вище основних чинників генерації космічного нейтрино, слід коротко розглянути і деякі з другорядних, але важливих для еволюції астрономічних об’єктів джерел космічного нейтрино.

В першу чергу до них слід віднести процеси в активних ядрах галактик і в ядрах молодих галактик в фазі їх підвищеної світності.

Потоки нейтрино високих і надвисоких енергій сучасні теорії зоряної еволюції передбачають і для моделей взаємодії понадмасивних чорних дир. з міжзоряною речовиною в центрах галактик, в тому числі в складі квазарів.

В обох випадках генерація нейтрино високих та надвисоких енергій пов’язана з можливістю прискорення протонів та більш масивних ядер до високих і надвисоких енергій сукупно з великою концентрацією газу низькоенергетичних фотонів в околицях ядрах галактик. Протони або більш важкі ядра, стикаючись з ядрами атомів міжзоряного середовища або з низькоенергетичними фотонами, як вже зазначалось вище, генерують в процесі розпаду π– і К-мезонів потоки нейтрино безпосередньо з області простору, що близька до горизонту подій понадмасивної чорної дири. Якщо отримає своє підтвердження гіпотеза про відмінну від нуля масу спокою нейтрино ( > 10 еВ), то гравітаційна нестійкість нейтринного газу буде вирішальною у формуванні великомасштабної структури Всесвіту.

Література

Нейтринная астрономия / В. С. Березинский // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. С. 421-428.
Gelmini, G. B.; Kusenko, A.; Weiler, T. J. (2010). Through Neutrino Eyes: Ghostly Particles Become Astronomical Tools // Scientific American. doi:10.1038/scientificamerican0510-38. Spiering, C. (2012). Towards High-Energy Neutrino Astronomy //European Physical Journal H. 37 (3): 515–565. arXiv:1207.4952. Bibcode:2012EPJH...37..515S. doi:10.1140/epjh/e2012-30014-2.
Davis, Jonathan H. (2016). Projections for Measuring the Size of the Solar Core with Neutrino-Electron Scattering // Physical Review Letters. 117 (21): 211101. arXiv:1606.02558. Bibcode:2016PhRvL.117u1101D. doi:10.1103/PhysRevLett.117.211101. PMID 27911522

Автор ВУЕ

О. Г. Шевчук

Покликання на цю статтю: Шевчук О. Г. Астрофізика нейтринна // Велика українська енциклопедія. URL: https://vue.gov.ua/Астрофізика нейтринна (дата звернення: 11.10.2026).

Статус гасла: Оприлюднено
Оприлюднено: 19.09.2020