Нейтринное охлаждение

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Нейтри́нное охлажде́ние — процесс охлаждения звёздных недр образующимися в них нейтрино, которые свободно уносят энергию из всего объёма ядра, так как звезда для них прозрачна. 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 См. также
6 Литература

[править] 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 нейтрино-антинейтринных пар.

[править] Процессы с участием нуклонов (урка-процесс)

Впервые механизм переноса энергии из ядер звёзд излучением нейтрино предложили Гамов и Шенберг 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 Шенберг 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 (Urca), находящегося в Рио-де-Жанейро.

[править] 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: $Q \sim T^9$ .

[править] 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.