изучает космические объекты по приходящему от них потоку элементарных частиц нейтрино. Это субатомные частицы с очень малой, возможно, нулевой массой. Поскольку нейтрино крайне слабо взаимодействует с веществом и поэтому легко проникает сквозь огромную массу (например, свободно проходит сквозь Землю), зарегистрировать его невероятно сложно. Однако эта частица очень важна для астрофизики, ибо, рождаясь в ходе ядерных реакций, она несет уникальную информацию о физических процессах в недрах звезд, которую другим путем не получить. См. также ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ; НУКЛЕОСИНТЕЗ.

До сих пор нейтрино было надежно зарегистрировано только от ближайшей нормальной звезды - Солнца, в ядре которого нейтрино рождается в ходе различных реакций термоядерного синтеза и сопровождающих их реакций радиоактивного распада. Практически все образовавшиеся нейтрино покидают Солнце; небольшая их часть попадает на Землю. Большинство из них проходит сквозь Землю без каких-либо последствий, но некоторые все же вступают в ядерные реакции, регистрируя продукты которых, можно судить о потоке солнечных нейтрино. См. также ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ
.

Существование частицы нейтрино было предсказано австрийским физиком В.Паули в 1930. В 1956 американские физики Ф.Райнес и К.Кован обнаружили нейтрино в эксперименте на ядерным реакторе. Солнечное нейтрино было зарегистрировано в 1970-х годах Р.Девисом с коллегами из Брукхейвенской национальной лаборатории (США). Чтобы все прочие типы частиц и излучений не мешали эксперименту, он проводился под землей, в бывшей золоторудной шахте в шт. Южная Дакота, на глубине 1,5 км. Там поместили цистерну объемом 1,5 млн. л, наполненную чистым жидким тетрахлорэтиленом C2Cl4. Нейтрино взаимодействует с ядрами хлора-37, которых очень много в этой жидкости, превращая их в ядра аргона-37. После нескольких недель экспозиции из резервуара выделяются ядра аргона и по их количеству определяется поток нейтрино.

Оказалось, что поток нейтрино от Солнца втрое ниже предсказанного на основании теории ядерных реакций. Было много попыток объяснить это расхождение: пытались исправить модель внутреннего строения Солнца, изменить физические константы, описывающие взаимодействие нейтрино с другими частицами, и даже предположить, что нейтрино имеет массу. Пока эта проблема не решена. См. также ДЕТЕКТОРЫ ЧАСТИЦ; СОЛНЦЕ.

Другим астрономическим источником нейтрино служат взрывы сверхновых звезд. Во время вспышки Сверхновой 1987А в соседней галактике Большое Магелланово Облако подземные детекторы нейтрино в лабораториях разных стран зарегистрировали короткий импульс потока нейтрино. Предполагается также, что источником нейтрино могут служить активные ядра галактик, черные дыры и аннигиляция вещества с антивеществом (если оно есть во Вселенной). См. также АНТИВЕЩЕСТВО; МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА.

новый раздел наблюдательной астрономии, связанный с поиском и исследованием потоков Нейтрино от источников внеземного происхождения. Нейтрино является единственным видом излучения, который приходит к земному наблюдателю из самых глубоких недр Солнца (См. Солнце) и звёзд и несёт в себе информацию об их внутренней структуре и о происходящих там процессах. Современные средства регистрации нейтрино допускают возможность обнаружения нейтринного излучения лишь от Солнца и сверхновых звёзд (См. Сверхновые звёзды) нашей Галактики.

Нейтринная астрономия Солнца. Существование мощного потока нейтрино от Солнца вытекает из современной концепции происхождения и строения Солнца, согласно которой его светимость полностью обеспечивается энергией термоядерного превращения водорода в гелий в центральной области Солнца. Как показывают расчёты моделей Солнца (см. Звёздные модели), основной вклад в энерговыделение даёт водородный цикл, а доля углеродно-азотного (CNO) цикла составляет не более 1\% (см. Термоядерные реакции). Синтез каждого атома ⁴He сопровождается испусканием двух электронных нейтрино ν_e. а полный поток нейтрино, определяемый светимостью, составляет у поверхности Земли 6,5․10¹⁰ нейтрино/см²сек, причём нейтрино уносят Нейтринная астрономия3\% энергии термоядерного синтеза. Наблюдение солнечных нейтрино явилось бы убедительным подтверждением основных идей термоядерной эволюции Солнца. Измерение потоков нейтрино от различных реакций с помощью соответствующего набора детекторов составляет полную программу исследования внутренней структуры Солнца. Поскольку поток солнечных нейтрино испытывает сезонные вариации с амплитудой около 7\% (что связано с наличием эксцентриситета у земной орбиты), наблюдение этих вариаций служило бы доказательством того, что регистрируемые нейтрино - солнечные. Др. способ определения направления прихода нейтрино состоит в измерении углового распределения электронов, образующихся при захвате нейтрино в детекторе (см. ниже): электроны из-за несохранения чётности (См. Чётность) в β-распаде должны вылетать преимущественно в направлении на Солнце.

Первые эксперименты по наблюдению солнечных нейтрино осуществлены американским учёным Р. Девисом с сотрудниками в 1967-68 с помощью радиохимического нейтринного детектора, содержащего 610 т жидкого перхлорэтилена (C₂Cl₄). Детектор устанавливался под землёй на глубине 1480 м для подавления фона космических лучей (См. Космические лучи). Регистрация нейтрино основана на методе, предложенном в 1946 Б. М. Понтекорво. Солнечные нейтрино с энергией > 0,814 Мэв образуют в реакции ³⁷Cl + ν_е → е^- + Ar радиоактивный Ar с периодом полураспада 35 сут. Согласно расчётам, основной вклад (76\%) в эффект должны давать нейтрино наиболее высокой энергии (до 14 Мэв) от распада ⁸В → ⁸Ве + e⁺ + ν_e в самой редкой ветви водородного цикла. Поток этих нейтрино зависит от температуры Т как T²⁰, поэтому хлорный детектор является уникальным "термометром" для измерения температуры центральной области Солнца T_c. Теория предсказывала значение T_c ≈ 15·10⁶ K.

В экспериментах Девиса ³⁷Ar накапливался в детекторе в течение 100 сут, затем извлекался продуванием через жидкость гелия, адсорбировался активированным углём при температуре 77 К и помещался в пропорциональный счётчик, который подсчитывал количество распавшихся атомов ³⁷Аг. Измерения, полученные в 1972 (как и первые измерения 1967-68), показали, что нейтринный эффект в несколько раз ниже предсказываемого теорией и не превосходит фоновый эффект детектора (в детекторе под действием солнечных нейтрино накапливалось не более 8 атомов ³⁷Ar за эксперимент вместо ожидаемых 45).

Хотя солнечные нейтрино не были с достоверностью зарегистрированы, результаты экспериментов являются важным достижением Н. а., так как показывают, что современные представления о солнечных нейтрино в чём-то неверны. Решение загадки солнечных нейтрино можно искать в трёх направлениях. 1) Возможно, T_c ниже теоретического значения, предсказываемого стандартными моделями Солнца, и составляет около 13․10⁶ K, т. е. лежит за порогом чувствительности "нейтринного термометра"; это означает, что Солнце устроено иначе, чем считалось до сих пор. 2) Может оказаться, что при расчётах моделей используются неверные значения скоростей ядерных реакций; это означало бы, что шкала "нейтринного термометра" неправильно отградуирована. 3) "Нейтринный термометр" вообще может оказаться "испорченным", если по пути к Земле с нейтрино что-то происходит, например распад (если бы они оказались нестабильными частицами), осцилляции (переводящие нейтрино в невзаимодействующие с хлором состояния) и т.п. Для окончательного решения проблемы необходимо повысить чувствительность хлорного детектора, а также провести дополнительно эксперименты с детекторами, чувствительными к нейтрино меньших энергий, например ⁷Li, ⁷¹Ga, ⁸⁷Rb, ⁵⁵Mn. Др. важная задача Н. а. - наблюдение солнечных нейтрино от реакции ¹H + p + e^- → ²H + ν_e (с помощью детекторов ³⁷Cl и ⁷Li), которая обязательно сопутствует водородному циклу. Их обнаружение явилось бы доказательством протекания водородного цикла на Солнце, исключило бы гипотезы об аномальных свойствах нейтрино и тем самым подтвердило правильность заключения о том, что CNO-цикл не вносит заметного вклада в генерацию энергии на Солнце (если бы CNO-цикл вносил основной вклад, в детекторе Девиса должно было бы образовываться около 300 атомов ³⁷Ar).

Нейтринные вспышки. Потоки нейтрино от др. "спокойных" звёзд, даже самых близких, очень малы и не могут быть зарегистрированы современными методами. Вместе с тем вполне осуществимой представляется задача наблюдения нейтринных вспышек от звёзд в момент их гравитационного коллапса. Наиболее вероятными объектами являются сверхновые звёзды нашей Галактики, непосредственно перед взрывом которых происходит коллапс центрального ядра. Нейтринная вспышка может быть зарегистрирована даже в том случае, если сверхновая оптически ненаблюдаема. Длительность такой вспышки Нейтринная астрономия0,01 сек (потоки нейтрино у Земли 10¹⁰-10¹² нейтрино/см² за вспышку). Измеряя время запаздывания начала вспышки, зарегистрированного детекторами в разных местах земного шара, можно установить направление прихода нейтринного излучения. Вспышки могут быть зарегистрированы водородсодержащим сцинтиллятором массой в несколько сотен т в виде характерной серии импульсов. Такие эксперименты планируются в СССР и в США.

Нейтринная астрофизика. Необходимость исследования астрофизических явлений с участием нейтрино породила новую ветвь в астрофизике - нейтринную астрофизику. По современным представлениям, нейтринное излучение, которое сильно растет с увеличением температуры, оказывает решающее влияние на картину эволюции звёзд на завершающих стадиях, когда температура в недрах звезды достигает Нейтринная астрономия 10⁹ K и выше. Это связано с тем, что испускание нейтрино происходит из самых горячих, внутренних областей звезды (так как пробеги нейтрино в веществе значительно больше размеров звезды), и поэтому именно нейтринное излучение определяет скорость потери энергии такими звёздами. Примером является влияние гипотетического электронно-нейтринного взаимодействия (предсказываемого универсальной теорией слабого взаимодействия; см. Нейтрино) на эволюцию ядра планетарных туманностей, учёт которого позволяет согласовать наблюдаемые данные о времени эволюции с теоретическими расчётами; в свою очередь, возможность такого согласования является аргументом в пользу существования этого взаимодействия.

Когда температура в центре звезды достигает значения Нейтринная астрономия10¹¹ К, пробег ν_e становится сравнимым с размерами звезды и при дальнейшем увеличении температуры звезда становится непрозрачной для нейтрино. Поскольку, однако, пробеги нейтрино остаются ещё несравнимо большими пробегов фотонов, перенос энергии в звезде осуществляется посредством нейтринного газа (нейтринная теплопроводность) и потери энергии продолжают определяться нейтринным излучением. При температурах ≥ 2․10¹¹ К звёзды становятся непрозрачными и для мюонных нейтрино ν_μ. Такие стадии жизни звезды наиболее загадочны и интересны. Предполагается, что нейтринное излучение играет решающую роль в механизме взрыва сверхновых.

Развитие Н. а. и нейтринной астрофизики обещает дать ценную информацию не только о строении небесных тел, но по природе самого нейтрино и свойствах слабого взаимодействия.

Лит.: Нейтрино. Сб. ст., пер. с англ., М., 1970 (Современные проблемы физики); Бакал Дж., Солнечные нейтрино, "Успехи физических наук", 1970, т. 101, в. 4, с. 739-53; Азимов А., Нейтрино - призрачная частица атома, пер. с англ., М., 1969, с. 92-105.

Г. Т. Зацепин, Ю. С. Копысов.