НЕЙТРИ́ННАЯ АСТРОНО́МИЯ
-
Рубрика: Физика
-
Скопировать библиографическую ссылку:
НЕЙТРИ́ННАЯ АСТРОНО́МИЯ, раздел наблюдательной астрономии, изучающий свойства потоков нейтрино внеземного происхождения в широком диапазоне их энергии. Источниками таких нейтрино служат звёзды, в недрах которых происходят термоядерные реакции, а также взрывы сверхновых звёзд и космич. лучи. Кроме того, от ранней стадии эволюции Вселенной сохранились космологич. (реликтовые) нейтрино.
Распространяясь в пространстве, нейтрино могут достигать Земли и, будучи зарегистрированными, приносят информацию о процессах, в которых они были рождены. Длина свободного пробега нейтрино в веществе обратно пропорциональна произведению плотности вещества и сечения взаимодействия, которое изменяется от 10–44 см2 при энергии меньше 1 МэВ до 10–34 см2 при энергии выше 104 ГэВ. Напр., земной шар становится непрозрачным для нейтрино при энергиях >103 ГэВ, Солнце – при энергии >102 ГэВ.
Осн. инструментами Н. а. являются нейтринные телескопы (нейтринные детекторы). Число взаимодействий в единицу времени в детекторе пропорционально массе детектора, сечению взаимодействия и числу нейтрино, падающих в единицу времени на площадку детектора в 1 см2. Т. о., возможности Н. а. во многом определяются размерами детектора. Первый нейтринный телескоп (хлор-аргоновый детектор солнечных нейтрино) был создан в 1961 под рук. Р. Дейвиса, что послужило началом развития нейтринной астрономии.
Солнечные нейтрино
Согласно совр. представлениям, светимость Солнца полностью обеспечивается термоядерными превращениями, происходящими в его центре. Моделирование процессов, происходящих в Солнце, показывает, что подавляющий вклад в светимость дают реакции водородного цикла. Конечный результат этих реакций можно сформулировать следующим образом: четыре протона сливаются в одну $α$-частицу, при этом возникают два позитрона, которые затем аннигилируют, сталкиваясь с электронами, и два электронных нейтрино. При синтезе одной $α$-частицы выделяется энергия 26,731 МэВ, из которой ок. 0,6 МэВ приходится на нейтрино. Наиболее интенсивный поток нейтрино возникает в реакции $\text{p+p}\rightarrow \:^2\text H+\text e^+ +ν_e$. Величина этого потока на Земле составляет ок. 6·1010 см–2с–1 и с хорошей точностью определяется из известной светимости Солнца. Макс. энергия нейтрино в этой реакции составляет 420 кэВ. Достаточно интенсивные потоки нейтрино более высоких энергий возникают при захвате электрона ядром $\ce{^7Be}$ (862 кэВ) и при $β$-распаде ядра $\ce{^8B}$ (макс. энергия ок. 15 МэВ). Величины этих потоков, которые были измерены разл. методами в нескольких экспериментах с солнечными нейтрино, оказались значительно меньше ожидаемых. Анализ этих результатов позволил прийти к заключению, что в процессе прохождения нейтрино через вещество часть из них превращается в нейтрино др. типа, что возможно в случае существования нейтринных осцилляций. Т. о., в этих экспериментах были доказаны массивность нейтрино и их смешивание.
Нейтрино от коллапсирующих звёзд
Нейтринное излучение других, более далёких звёзд выделить на фоне излучения Солнца пока не представляется возможным. Звёзды на заключит. этапе их эволюции в процессе гравитац. коллапса должны излучать весьма интенсивный поток нейтрино всех типов. Энергия, уносимая нейтрино при взрыве сверхновой звезды, составляет порядка 1046 Дж за время ок. 10 с, что позволяет выделить её из фона. 23.2.1987 нейтринная вспышка была зарегистрирована одновременно тремя нейтринными телескопами – Kamiokande (Япония), IMB (США) и Баксанским подземным сцинтилляционным телескопом (СССР). Обнаружение в оптич. диапазоне вспышки сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке в это же время позволило установить местоположение взорвавшейся звезды.
Наблюдение нейтринного потока, возникающего при гравитац. коллапсе звезды, позволяет получить информацию о процессах, протекающих в звезде в этот момент, а также даёт возможность исследовать свойства самого нейтрино. Большинство нейтринных детекторов, способных зарегистрировать нейтринное излучение при вспышке сверхновой звезды, объединены в мировую сеть, цель которой – раннее оповещение астрономич. обсерваторий о предстоящей вспышке в оптич. диапазоне (согласно совр. преставлениям, нейтринная вспышка происходит примерно на 3 ч раньше световой). Время запаздывания сигналов детекторов, расположенных в разных местах Земли, даёт информацию о направлении прихода нейтринного излучения.
Кроме того, для исследования эволюции Вселенной представляет интерес регистрация нейтрино, накопившихся от гравитац. коллапсов звёзд, произошедших ранее. Однако фоновые условия в таких экспериментах значительно более сложные, и к нач. 2010-х гг. не удалось надёжно выделить поток этих нейтрино.
Космические нейтрино высокой энергии
. Космич. нейтрино высокой энергии принято называть нейтрино, рождающиеся в столкновениях космич. лучей с обычным веществом или фотонами. Изучение таких нейтрино важно для решения проблемы происхождения космич. лучей. По совр. представлениям, космич. лучи возникают в астрофизич. объектах, где протекают процессы, приводящие к ускорению протонов и ядер. Если в ближайшей окрестности такого объекта имеется достаточно вещества, то ускоренные протоны должны генерировать в нём заряженные $π^±$-мезоны, которые в дальнейшем распадаются на мюонные нейтрино (антинейтрино) и мюоны; последние, в свою очередь, распадаются на электроны (позитроны), электронные антинейтрино (нейтрино) и мюонные нейтрино (антинейтрино). Однако за счёт нейтринных осцилляций на детектор на Земле попадает поток нейтрино, содержащий все 3 типа нейтрино в примерно равных количествах. При взаимодействиях протонов с веществом рождаются также нейтральные $π$-мезоны, которые, распадаясь, генерируют поток $γ$-квантов высокой энергии. Однако такой поток $γ$-квантов может рождаться и при ускорении электронов за счёт синхротронного излучения. К нач. 21 в. обнаружено неск. дискретных источников $γ$-квантов высокой энергии, и регистрация нейтринного потока от таких объектов представляет огромный интерес. Кроме того, могут существовать источники космич. лучей, окружённые достаточно толстым слоем вещества, непрозрачным для $γ$-квантов, но прозрачным для нейтрино. В этом случае говорят о скрытом локальном источнике нейтрино. Должен существовать и диффузный поток космич. нейтрино, создаваемый мн. источниками космич. лучей, а также возникающий в процессе их распространения в пространстве при столкновениях с газом. Детектировать эти нейтрино чрезвычайно сложно, что связано с большой проникающей способностью нейтрино и их малыми потоками. Дополнит. трудность возникает из-за фона, создаваемого атмосферными нейтрино, которые генерируются космич. лучами в атмосфере Земли. Поэтому при энергиях ниже 103–105 ГэВ возможно обнаружение только точечных источников нейтрино. В этом случае детекторы должны иметь возможность регистрировать мюоны и определять направление их прихода (мюоны, возникшие во взаимодействиях нейтрино со средой детектора или окружающего его вещества, сохраняют направление движения нейтрино). Т. о., поиск дискретных источников нейтрино сводится к поиску сгущений в распределении направлений прихода зарегистрированных нейтрино, превышающих флуктуации, ожидаемые для атмосферных нейтрино.
Диффузные потоки космич. нейтрино возможно регистрировать при их энергиях св. 106 ГэВ. Ожидается, что при этих энергиях поток космич. нейтрино превысит поток атмосферных нейтрино. Однако ожидаемые потоки таких нейтрино предельно малы и для их регистрации, возможно, потребуется создание новых гигантских установок и разработка новых методов детектирования нейтрино.
Нейтрино от аннигиляции гипотетических частиц
Ок. 20% энергии Вселенной содержится в тёмной материи. Если тёмная материя состоит из частиц, которые взаимодействуют с обычным веществом только гравитац. образом, то они могут захватываться и накапливаться в астрофизич. объектах. При определённой концентрации этих частиц они начинают интенсивно аннигилировать; одним из конечных продуктов аннигиляции могут быть нейтрино. В качестве возможных объектов, в которых могут накапливаться такие гипотетич. частицы тёмной материи, рассматриваются Солнце, Земля и центр Галактики. Ни на одном детекторе пока не удалось выделить поток таких нейтрино на фоне, создаваемом атмосферными нейтрино.
Космологические нейтрино
Примерно через 1 с после начала расширения Вселенной её темп-ра упала и плотность частиц уменьшилась настолько, что вероятность столкновений нейтрино стала малой, т. е. нейтринный газ отделился от вещества и в дальнейшем эволюционировал независимо, расширяясь вместе со Вселенной. В совр. эпоху энергия таких нейтрино составляет ок. 5·10–4 эВ, их плотность – ок. 200 см–3. К.-л. реального метода детектирования таких нейтрино пока не предложено.