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.

Рассеяние фотонов на электронах

При высоких температурах и плотностях плазмы (как классической, так и с вырождением её электронной компоненты), характерном 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:

${}^3H \to {}^3He + e^ - + \tilde \nu$

${}^3He + e^ - \to {}^3H + \nu$

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, т. е. низкой концентрации электронов возможны реакции:

$n + n \to n + p + e^ - + \tilde \nu$

$n + p + e^ - \to n + n + \nu$

Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, энергопотери $Q \sim T^6$ 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» (Casino-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:

$e^ + + n \to p + \tilde \nu$ и

$e^ + + e^ - \to \nu + \tilde \nu$

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: $Q \sim T^9$.

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).

См. также

• Белый карлик
• Гелиевая вспышка
• Гравитационный коллапс
• Нейтрино
• Нейтронная звезда
• Нуклеосинтез
• Углеродная детонация

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