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⁺ + 2 v _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 m ₁² - т ₂² ~ 10^-10 эВ². 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/см³, 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.