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 ( 10³ТэВ) 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^-2 m _p · c ² m _p c ²/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/см²), 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 м³. 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 (~10³ГэВ) 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/см²) 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; Березин-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.