Русская Википедия: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. Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, начиная с T ≈ 5⋅108 К, нейтринное излучение звезды превышает её фотонное излучение.
Существует несколько механизмов нейтринного охлаждения, осуществляющихся на различных стадиях эволюции звёзд.
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:
- <math>{}^3\text{H} \to {}^3\text{He} + e^- + \tilde\nu,</math>
- <math>{}^3\text{He} + e^- \to {}^3\text{H} + \nu.</math>
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:
- <math>n + n \to n + p + e^- + \tilde\nu,</math>
- <math>n + p + e^- \to n + n + \nu.</math>
Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, энергопотери <math>Q \sim T^6</math>, и, начиная уже с T ≈ 5Шаблон:E 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
- <math>e^+ + n \to p + \tilde\nu</math>
и
- <math>e^+ + e^- \to \nu + \tilde\nu.</math>
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: <math>Q \sim T^9</math>.
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
Литература
- Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд, М., 1981 Шаблон:Wayback
- Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984
- ↑ Дж. Гамов. Моя мировая линия: неформальная автобиография. — М.: Наука, 1994. (My World Line: An Informal Autobiography. N.Y.: Viking Press, 1970).
