Большая Советская Энциклопедия.

Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Нейтринная астрономия

Нейтринная астрономия (далее Н) 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 недр Солнца и звезд и несет в себе информацию об их внутренней структуре и о происходящих там процессах. Современные средства регистрации нейтрино допускают возможность обнаружения нейтринного излучения лишь от Солнца и сверхновых звезд нашей Галактики.

  Н Солнца. Существование мощного потока нейтрино от Солнца вытекает из современной концепции происхождения и строения Солнца, согласно которой его светимость полностью обеспечивается энергией термоядерного превращения в в центральной области Солнца. Как показывают расчеты моделей Солнца (см. Звездные модели), основной вклад в энерговыделение дает цикл, а доля () цикла составляет не более 1% (см. Термоядерные реакции). Синтез каждого 4 сопровождается испусканием двух электронных нейтрино ne. а полный поток нейтрино, определяемый светимостью, составляет у поверхности Земли 6,5×1010 нейтрино/см2сек, причем нейтрино уносят ~3% энергии термоядерного синтеза. Наблюдение солнечных нейтрино явилось бы убедительным подтверждением основных идей термоядерной эволюции Солнца. Измерение потоков нейтрино от различных реакций с помощью соответствующего набора составляет полную программу исследования внутренней структуры Солнца. Поскольку поток солнечных нейтрино испытывает сезонные вариации с амплитудой около 7% (что связано с наличием эксцентриситета у земной орбиты), наблюдение этих вариаций служило бы доказательством того, что регистрируемые нейтрино — солнечные. Др. способ определения направления прихода нейтрино состоит в измерении углового распределения электронов, образующихся при захвате нейтрино в (см. ниже): электроны из-за несохранения четности в b-распаде должны вылетать преимущественно в направлении на Солнце.

  Первые эксперименты по наблюдению солнечных нейтрино осуществлены американским ученым Р. Девисом с сотрудниками в 1967—68 с помощью радиохимического нейтринного содержащего 610 т жидкого перхлорэтилена (24). устанавливался под землей на глубине 1480 м для подавления фона космических лучей. Регистрация нейтрино основана на методе, предложенном в 1946 Б. М. Понтекорво. Солнечные нейтрино с энергией > 0,814 Мэв образуют в реакции 37 + nе ® е- + радиоактивный с периодом полураспада 35 сут. Согласно расчетам, основной вклад (76%) в эффект должны давать нейтрино наиболее высокой энергии (до 14 Мэв) от распада 8В ® 8Ве + e+ + ne в самой редкой ветви цикла. Поток этих нейтрино зависит от температуры Т как T20, поэтому является уникальным "термометром" для измерения температуры центральной области Солнца Tc. Теория предсказывала значение Tc " 15·106 .

  В экспериментах Девиса 37 накапливался в в течение 100 сут, затем извлекался продуванием через жидкость адсорбировался активированным углем при температуре 77 К и помещался в пропорциональный счетчик, который подсчитывал количество распавшихся 37Аг. Измерения, полученные в 1972 (как и первые измерения 1967—68), показали, что нейтринный эффект в несколько раз ниже предсказываемого теорией и не превосходит фоновый эффект (в под действием солнечных нейтрино накапливалось не более 8 37 за эксперимент вместо ожидаемых 45).

  Хотя солнечные нейтрино не были с достоверностью зарегистрированы, результаты экспериментов являются важным достижением Н, так как показывают, что современные представления о солнечных нейтрино в чем-то неверны. Решение загадки солнечных нейтрино можно искать в трех направлениях. 1) Возможно, Tc ниже теоретического значения, предсказываемого стандартными моделями Солнца, и составляет около 13×106 , т. е. лежит за порогом чувствительности "нейтринного термометра"; это означает, что Солнце устроено иначе, чем считалось до сих пор. 2) Может оказаться, что при расчетах моделей используются неверные значения скоростей ядерных реакций; это означало бы, что шкала "нейтринного термометра" неправильно отградуирована. 3) "Нейтринный термометр" вообще может оказаться "испорченным", если по пути к Земле с нейтрино что-то происходит, например распад (если бы они оказались нестабильными частицами), осцилляции (переводящие нейтрино в невзаимодействующие с состояния) и т.п. Для окончательного решения проблемы необходимо повысить чувствительность а также провести дополнительно эксперименты с чувствительными к нейтрино меньших энергий, например 7, 71, 87, 55. Др. важная задача Н — наблюдение солнечных нейтрино от реакции 1 + p + e- ® 2 + ne (с помощью 37 и 7), которая обязательно сопутствует циклу. Их обнаружение явилось бы доказательством протекания цикла на Солнце, исключило бы гипотезы об аномальных свойствах нейтрино и тем самым подтвердило правильность заключения о том, что -цикл не вносит заметного вклада в генерацию энергии на Солнце (если бы -цикл вносил основной вклад, в Девиса должно было бы образовываться около 300 37).

  Нейтринные вспышки. Потоки нейтрино от др. "спокойных" звезд, даже самых близких, очень малы и не могут быть зарегистрированы современными методами. Вместе с тем вполне осуществимой представляется задача наблюдения нейтринных вспышек от звезд в момент их гравитационного коллапса. Наиболее вероятными объектами являются сверхновые звезды нашей Галактики, непосредственно перед взрывом которых происходит коллапс центрального ядра. Нейтринная вспышка может быть зарегистрирована даже в том случае, если сверхновая оптически ненаблюдаема. Длительность такой вспышки ~0,01 сек (потоки нейтрино у Земли 1010—1012 нейтрино/см2 за вспышку). Измеряя время запаздывания начала вспышки, зарегистрированного в разных местах земного шара, можно установить направление прихода нейтринного излучения. Вспышки могут быть зарегистрированы сцинтиллятором массой в несколько сотен т в виде характерной серии импульсов. Такие эксперименты планируются в СССР и в США.

  Нейтринная астрофизика. Необходимость исследования астрофизических явлений с участием нейтрино породила новую ветвь в астрофизике — нейтринную астрофизику. По современным представлениям, нейтринное излучение, которое сильно растет с увеличением температуры, оказывает решающее влияние на картину эволюции звезд на завершающих стадиях, когда температура в недрах звезды достигает ~ 109 и выше. Это связано с тем, что испускание нейтрино происходит из самых горячих, внутренних областей звезды (так как пробеги нейтрино в веществе значительно больше размеров звезды), и поэтому именно нейтринное излучение определяет скорость потери энергии такими звездами. Примером является влияние гипотетического электронно-нейтринного взаимодействия (предсказываемого универсальной теорией слабого взаимодействия; см. Нейтрино) на эволюцию ядра планетарных туманностей, учет которого позволяет согласовать наблюдаемые данные о времени эволюции с теоретическими расчетами; в свою очередь, возможность такого согласования является аргументом в пользу существования этого взаимодействия.

  Когда температура в центре звезды достигает значения ~1011 К, пробег ne становится сравнимым с размерами звезды и при дальнейшем увеличении температуры звезда становится непрозрачной для нейтрино. Поскольку, однако, пробеги нейтрино остаются еще несравнимо большими пробегов фотонов, перенос энергии в звезде осуществляется посредством нейтринного газа (нейтринная теплопроводность) и потери энергии продолжают определяться нейтринным излучением. При температурах ³ 2×1011 К звезды становятся непрозрачными и для мюонных нейтрино nm. Такие стадии жизни звезды наиболее загадочны и интересны. Предполагается, что нейтринное излучение играет решающую роль в механизме взрыва сверхновых.

  Развитие Н и нейтринной астрофизики обещает дать ценную информацию не только о строении небесных тел, но по природе самого нейтрино и свойствах слабого взаимодействия.

  Лит.: Нейтрино. Сб. ст., пер. с англ., М., 1970 (Современные проблемы физики); Бакал Дж., Солнечные нейтрино, "Успехи физических наук", 1970, т. 101, в. 4, с. 739—53; Азимов А., Нейтрино — призрачная частица пер. с англ., М., 1969, с. 92—105.

  Г. Т. Зацепин, Ю. С. Копысов.

 


Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска


Новости 21.10.2017 16:58:31


16:31 Болт обозначил сроки дебюта в футболе
16:27 Названа дата появления нетающего снега в Москве
15:59 В американском ресторане сняли на видео «призрака»
15:30 Объявлена дата возвращения турецких помидоров в Россию
15:23 МИД рассказал о грядущей встрече Лаврова и Тиллерсона
14:26 Израиль атаковал позиции сирийской армии