Нейтринное охлаждение

Нейтри́нное охлажде́ние — процесс охлаждения звёздных недр образующимися в них нейтрино, которые свободно уносят энергию из всего объёма ядра, так как звезда прозрачна для нейтрино низких энергий. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами переноса энергии из недр звезды к её фотосфере, поэтому такой механизм охлаждения весьма эффективен.

Существует несколько механизмов нейтринного охлаждения, осуществляющихся на различных стадиях эволюции звёзд.

Содержание

  • 1 Рассеяние фотонов на электронах
  • 2 Процессы с участием нуклонов (урка-процесс)
  • 3 Процессы с участием позитронов
  • 4 Нейтринное охлаждение в эволюции звёзд
  • 5 Примечания
  • 6 Литература

Рассеяние фотонов на электронах

При высоких температурах и плотностях плазмы (как классической, так и с вырождением её электронной компоненты), характерных для ядер звёзд на поздних стадиях эволюции, возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтринно-антинейтринных пар.

Процессы с участием нуклонов (урка-процесс)

Впервые механизм переноса энергии из ядер звёзд излучением нейтрино предложили Гамов и Шёнберг на примере трёхнуклонной системы. При температурах T ≈ 108 К становятся возможными следующие реакции:








3



H






3



He

+

e




+



ν
~



,


{\displaystyle {}^{3}{\text{H}}\to {}^{3}{\text{He}}+e^{-}+{\tilde {\nu }},}

{\displaystyle {}^{3}{\text{H}}\to {}^{3}{\text{He}}+e^{-}+{\tilde {\nu }},}








3



He

+

e









3



H

+
ν
.


{\displaystyle {}^{3}{\text{He}}+e^{-}\to {}^{3}{\text{H}}+\nu .}

{\displaystyle {}^{3}{\text{He}}+e^{-}\to {}^{3}{\text{H}}+\nu .}

Первая реакция — это распад ядра трития с энерговыделением ~18 кэВ, вторая, обратная реакция, идёт при энергиях электрона выше 18 кэВ. Но, как и в любых реакциях β-распада, как прямых, так и обратных, часть энергии уносится нейтрино, и поэтому любые такие реакции в ядрах звёзд являются термодинамически неравновесными.

В случае нейтронизации вещества ядра звезды, например, при образовании нейтронных звёзд и взрывах сверхновых, то есть низкой концентрации электронов, возможны реакции:




n
+
n

n
+
p
+

e




+



ν
~



,


{\displaystyle n+n\to n+p+e^{-}+{\tilde {\nu }},}

{\displaystyle n+n\to n+p+e^{-}+{\tilde {\nu }},}




n
+
p
+

e





n
+
n
+
ν
.


{\displaystyle n+p+e^{-}\to n+n+\nu .}

{\displaystyle n+p+e^{-}\to n+n+\nu .}

Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, энергопотери




Q


T

6




{\displaystyle Q\sim T^{6}}

{\displaystyle Q\sim T^{6}}, и, начиная уже с T ≈ 5⋅108 К, нейтринное излучение звезды превышает её фотонное излучение. В беседе с Гамовым Шёнберг заметил, что благодаря этим процессам «энергия исчезает из ядра сверхновой так же стремительно, как исчезают деньги при игре в рулетку», и этот механизм нейтринного охлаждения по предложению Гамова получил название урка-процесс — в честь казино «Урка» (Cassino da Urca), находящегося в Рио-де-Жанейро, в котором произошла встреча Гамова с Шёнбергом.[1]

Процессы с участием позитронов

При температурах выше T ≈ 1010 К начинается рождение электрон-позитронных пар и начинают эффективно идти процессы





e

+


+
n

p
+



ν
~





{\displaystyle e^{+}+n\to p+{\tilde {\nu }}}

{\displaystyle e^{+}+n\to p+{\tilde {\nu }}}

и





e

+


+

e





ν
+



ν
~



.


{\displaystyle e^{+}+e^{-}\to \nu +{\tilde {\nu }}.}

{\displaystyle e^{+}+e^{-}\to \nu +{\tilde {\nu }}.}

Вероятность аннигиляции электрон-позитронных пар с образованием пар нейтрино-антинейтрино значительно ниже, чем вероятность аннигиляции с образованием пар гамма-квантов, однако последний процесс, в отличие от первого, термодинамически равновесен и не влияет на вероятность аннигиляции с образованием пар нейтрино-антинейтрино. В таких условиях зависимость энергопотерь от температуры ещё выше:




Q


T

9




{\displaystyle Q\sim T^{9}}

{\displaystyle Q\sim T^{9}}.

Нейтринное охлаждение в эволюции звёзд

На поздних стадиях эволюции звёзд нейтринное охлаждение может играть решающую роль, поскольку при этом достигаются высокие температуры, и нейтрино эффективно отводит энергию из их центральных областей. Нейтринное охлаждение вносит существенный вклад в механизмы таких процессов, как гелиевые вспышки, углеродная детонация, быстрое охлаждение белых карликов и нейтронных звёзд и взрывов сверхновых.

Примечания

  1. Дж. Гамов. Моя мировая линия: неформальная автобиография. — М.: Наука, 1994. (My World Line: An Informal Autobiography. N.Y.: Viking Press, 1970).

Литература

  • Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд, М., 1981
  • Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984
Рассказать друзьям:
Смотреть:
Магадан

Добавить комментарий