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 6,5․10
10 нейтрино/
см2сек, причём нейтрино уносят Нейтр
инная астрон
омия3\% 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 (C
2Cl
4). 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
Tc. Теория предсказывала значение
Tc ≈ 15·10
6 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, Tc 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 + νe (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 Нейтр
инная астрон
омия 10
9 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 νe 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 νμ. 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.