Нейтринне охолодження

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Нейтри́нне охолодже́ння — процес охолодження зоряних надр за рахунок втікання утворених там нейтрино, що вільно уносять звідти енергію з усього об'єму ядра, так як зоря є прозорою для нейтрино низьких енергій. Швидкість такого об'ємного нейтринного охолодження, на відміну від класичного поверхневого фотонного охолодження, не лімітована процесами переносу енергії з надр зір до її фотосфери, тому такий механізм охолодження є дуже ефективним.

Існує декілька механізмів нейтринного охолодження, що здійснюються на різних стадіях еволюції зір.

Розсіяння фотонів на електронах[ред. | ред. код]

За високих температур і густин плазми (як класичної, так і з виродженням її електронної компоненти), характерним для надр зір на пізніх стадіях еволюції, можливо розсіяння фотонів на електронах з утворення нейтринно-антинейтринних пар.

Процеси за участю нуклонів (Урка-процес)[ред. | ред. код]

Вперше механізм переносу енергії з надр випромінюванням нейтрино запропонували Гамов та Шенберг на прикладі трьохнуклонної системи. При температуріT ≈ 108К стають можливими наступні реакції:

Перша реакція — це розпад тритію з енерговідділенням ~18 кеВ, друга — обернена — проходить при енергіях електрона вищих за 18 кеВ. Але, як і у будь-яких реакціях β-розпаду — як прямих, так і обернених — частина енергії уноситься нейтрино, і тому будь-які такі реакції в надрах зір є термодинамічно нерівноважними.

У випадку нейтронізації речовини надра зорі, наприклад, при утворенні нейтронних зір та спалахів наднових, тобто низької концентрації електронів, можливі реакції:

Ці процеси дуже сильно залежать від температури, енерговтрат, та, починаючи вже з T ≈ 5·108 К, нейтронне випромінювання зорі перевищує її фотонне випромінювання. У бесіді з Гамовим Шенберг помітив, що завдяки цим процесам «енергія зникає з надер наднової так само швидко, як зникають гроші при грі в рулетку», і такий механізм нейтринного охолодження за пропозицією Гамова почали називати урка-процес — на честь казино «Урка» (Casino-da-Urca), що знаходиться в Ріо-де-Жанейро, де відбулася сустріч Гамова з Шенбергом.[1]

Процеси за участі позитронів[ред. | ред. код]

За температур вищих від T ≈ 1010 К починається народження електрон-позитронних пар та починають ефективно йти процеси

та

Імовірність анігіляції електрон-позитронних пар з утворенням пар нейтрино-антинейтрино значно нижча за імовірність анігіляції з утворенням пар гамма-квантів, однак цей процес, на відміну від першого, термодинамічно рівноважний і не впливає на імовірність анігіляції з утворенням пар нейтрино-антинейтрино. У таких умовах залежність енерговтрат від температури ще вища: Q~T6.

Нейтринне охолодження в еволюції зір[ред. | ред. код]

На пізніх стадіях еволюції зір нейтринне охолодження може зіграти вирішальну роль, оскільки при цьому досягаються високі температури і нейтрино ефективно відводять енергію з їх центральних областей. Нейтринне охолодження привносить вагомий внесок у механізми таких процесів, як гелієві спалахи, вуглецева детонація, швидке охолодження білих карликів та нейтронних зір, а також спалахів наднових.

Примітки[ред. | ред. код]

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