Akademik

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 ^- v+ m е + v + p 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 330 H. всех типов (включая антинейтрино) со ср. энергией каждой частицы 5^.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 n_v реликтовых H. их масса должна быть такова, чтобы плотность нейтринного газа m_vn_v не приводила к возрасту Вселенной, меньшему, чем возраст наблюдаемых объектов, напр. Солнца или Галактики. Это даёт ограничение сверху на сумму масс всех типов H.: < 40эВ.

Звёздные нейтрино

Солнечные нейтрино. Наблюдаемая светимость Солнца обеспечивается ядерной энергией, выделяющейся в водородном цикле. В реакциях p + p ²D + + e⁺+v_e, ⁷Be + е ^{- 7}Li+v_e и ⁸B ⁸Be+e⁺+v_e 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 ²D + v_e. 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 ⁴He + 2е ⁺ + 2v_e 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. (N_v), излучаемых в 1 с, полностью определяется светимостью Солнца =3,8 10³³ эрг/с:

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., v_e, 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 ³⁷Ar 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 , 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

В качестве характерного примера приведём результаты расчёта потока H., возникающего при коллапсе железно-кислородного ядра звезды с массой 2 . 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 ( 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 4^.10^-2m_p · c²m_pc²/e 6·10⁶/e ГэВ, где m_p 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 5^.10⁶ ГэВ. Регистрация H. с 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 + е W^-.адроны, имеющей максимум в сечении при энергии 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 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 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: = 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.