астрономія Нейтрино, новий розділ наглядової астрономії, пов'язаний з пошуком і дослідженням потоків нейтрино від джерел позаземного походження. Нейтрино є єдиним виглядом випромінювання, який приходить до земного спостерігача з найглибших надр Сонця і зірок і несе в собі інформацію про їх внутрішню структурі і про процеси, що відбуваються там. Сучасні засоби реєстрації нейтрино допускають можливість виявлення випромінювання нейтрино лише від Сонця і найновіших зірок нашої Галактики.
астрономія Нейтрино Сонця. Існування потужного потоку нейтрино від Сонця витікає з сучасної концепції походження і будови Сонця, згідно якій його світимість повністю забезпечується енергією термоядерного перетворення водню в гелій в центральної області Сонця. Як показують розрахунки моделей Сонця (див. Зоряні моделі ) , основний вклад в енерговиділення дає водневий цикл, а доля вуглецево-азотного (CNO) циклу складає не більше 1% (див. Термоядерні реакції ) . Синтез кожного атома 4 He супроводиться випусканням двох електронних нейтрино n e . а повний потік нейтрино, визначуваний світимістю, складає в поверхні Землі 6,5×10 10 нейтріно/ см 2 сік , причому нейтрино відносять ~3% енергії термоядерного синтезу. Спостереження сонячних нейтрино з'явилося б переконливим підтвердженням основних ідей термоядерної еволюції Сонця. Вимір потоків нейтрино від різних реакцій за допомогою відповідного набору детекторів складає повну програму дослідження внутрішньої структури Сонця. Оскільки потік сонячних нейтрино випробовує сезонні варіації з амплітудою близько 7% (що пов'язане з наявністю ексцентриситету в земної орбіти), спостереження цих варіацій служило б доказом того, що реєстровані нейтрино — сонячні. Ін.(Древн) спосіб визначення напряму приходу нейтрино полягає у вимірі кутового розподіли електронів, що утворюються при захваті нейтрино в детекторі (див. нижчий): електрони із-за незбереження парності в b-розпаді повинні вилітати переважно в напрямі на Сонці.
Перші експерименти по спостереженню сонячних нейтрино здійснені американським ученим Р. Девісом із співробітниками в 1967—68 за допомогою радіохімічного детектора нейтрино, що містить 610 т рідкого перхлоретілена (C 2 Cl 4 ). Детектор встановлювався під землею на глибині 1480 м-коду для придушення фону космічних променів . Реєстрація нейтрино заснована на методі, запропонованому в 1946 Би. М. Понтекорво . Сонячні нейтрино з енергією > 0,814 Мев утворюють в реакції 37 Cl + n е ® е - + Ar радіоактивний Ar з періодом напіврозпаду 35 сут. Згідно з розрахунками, основний вклад (76%) в ефект повинні давати нейтрино найбільш високої енергії (до 14 Мев ) від розпаду 8 В ® 8 Ве + e + + n e в найрідшій гілці водневого циклу. Потік цих нейтрино залежить від температури Т як T 20 , тому хлорний детектор є унікальним «термометром» для виміру температури центральної області Солнца T з . Теорія передбачала значення T з » 15·10 6 K .
В експериментах Девіса 37 Ar накопичувався в детекторі протягом 100 сут, потім витягувався продуванням через рідину гелію, адсорбувався активованим вугіллям при температурі 77 До і поміщався в пропорційний лічильник, який підраховував кількість атомів , що розпалися, 37 Аг. Виміри, отримані в 1972 (як і перші виміри 1967—68), показали, що ефект нейтрино що у декілька разів нижче передбачається теорією і не перевершує фоновий ефект детектора (у детекторі під дією сонячних нейтрино накопичувалося не більше 8 атомів 37 Ar за експеримент замість очікуваних 45).
Хоча сонячні нейтрино не були з достовірністю зареєстровані, результати експериментів є важливим досягненням Н. а., оскільки показують, що сучасні уявлення про сонячні нейтрино в чомусь невірні. Вирішення загадки сонячних нейтрино можна шукати в трьох напрямах. 1) Можливо, T з нижче за теоретичне значення, що передбачається стандартними моделями Сонця, і складає біля 13×10 6 K, тобто лежить за порогом чутливості «нейтрино термометра»; це означає, що Сонце влаштоване інакше, ніж вважалося до цих пір. 2) Може виявитися, що при розрахунках моделей використовуються невірні значення швидкостей ядерних реакцій; це означало б, що шкала «термометра нейтрино» неправильно отградуїрована. 3) «Термометр нейтрино» взагалі може виявитися «зіпсованим», якщо по дорозі до Землі з нейтрино щось відбувається, наприклад розпад (якби вони виявилися нестабільними частками), осциляції (переводячі нейтрино в стани, що не взаємодіють з хлором) і т.п. Для остаточного вирішення проблеми необхідно підвищити чутливість хлорного детектора, а також провести додатково експерименти з детекторами, чутливими до нейтрино менших енергій, наприклад 7 Li, 71 Ga, 87 Rb, 55 Mn. Ін.(Древн) важливе завдання Н. а. — спостереження сонячних нейтрино від реакції 1 H + p + e - ® 2 H + n e (за допомогою детекторів 37 Cl і 7 Li), яка обов'язково супроводить водневому циклу. Їх виявлення з'явилося б доказом протікання водневого циклу на Сонці, виключило б гіпотези про аномальні властивості нейтрино і тим самим підтвердило правильність висновку про те, що cno-цикл не вносить помітного вкладу до генерації енергії на Сонці (якби cno-цикл вносив основний вклад, в детекторі Девіса повинно було б утворюватися близько 300 атомів 37 Ar).
спалахи Нейтрино. Потоки нейтрино від ін. «спокійних» зірок, навіть найближчих, дуже малі і не можуть бути зареєстровані сучасними методами. В той же час сповна здійсненним представляється завдання спостереження спалахів нейтрино від зірок у момент їх гравітаційного колапсу. Найбільш вірогідними об'єктами є найновіші зірки нашої Галактики, безпосередньо перед вибухом яких відбувається колапс центрального ядра. Спалах нейтрино може бути зареєстрована навіть в тому випадку, якщо найновіша оптично спостережена. Тривалість такого спалаху ~0,01 сік (потоки нейтрино в Землі 10 10 —10 12 нейтріно/ см 2 за спалах). Вимірюючи час запізнювання початку спалаху, зареєстрованого детекторами в різних місцях земної кулі, можна встановити напрям приходу нейтрино випромінювання. Спалахи можуть бути зареєстровані водородсодержащим сцинтилятором масою в декілька сотень т у вигляді характерної серії імпульсів. Такі експерименти плануються в СРСР і в США.
астрофізика Нейтрино. Необхідність дослідження астрофізичних явищ за участю нейтрино породила нову гілку в астрофізиці — астрофізику нейтрино. По сучасних виставах, випромінювання нейтрино яке сильно зростає із збільшенням температури, робить вирішальний вплив на картину еволюції зірок на завершуючих стадіях, коли температура в надрах зірки досягає ~ 10 9 K і вище. Це пов'язано з тим, що випускання нейтрино походить з найгарячіших, внутрішніх областей зірки (оскільки пробіжи нейтрино в речовині значно більше розмірів зірки), і тому саме випромінювання нейтрино визначає швидкість втрати енергії такими зірками. Прикладом є вплив гіпотетичної взаємодії (що передбачається універсальною теорією слабкої взаємодії; див.(дивися) Нейтрино ) електронного нейтрино на еволюцію ядра планетарних туманностей, облік якого дозволяє погоджувати спостережувані дані про час еволюції з теоретичними розрахунками; у свою чергу, можливість такого узгодження є аргументом на користь існування цієї взаємодії.
Коли температура в центрі зірки досягає значення ~10 11 До, пробіг n e стає порівнянним з розмірами зірки і при подальшому збільшенні температури зірка стає непрозорою для нейтрино. Оскільки, проте, пробіжи нейтрино залишаються ще незрівняно великими пробігів фотонів, перенесення енергії в зірці здійснюється за допомогою газу (теплопровідність нейтрино) нейтрино і втрати енергії продовжують визначатися випромінюванням нейтрино. При температурах ³ 2×10 11 До зірки стають непрозорими і для мюонних нейтрино n m . Такі стадії життя зірки найбільш загадкові і цікаві. Передбачається, що випромінювання нейтрино грає вирішальну роль в механізмі вибуху найновіших.
Розвиток Н. а. і астрофізики нейтрино обіцяє дати коштовну інформацію не лише про будову небесних тіл, але за природою самого нейтрино і властивостях слабкої взаємодії.
Літ.: Нейтрино. Сб. ст., пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1970 (Сучасні проблеми фізики); Бакал Дж., Сонячні нейтрино, «Успіхи фізичних наук», 1970, т. 101, ст 4, с. 739—53; Азімов А., Нейтрино — примарна частка атома, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1969, с. 92—105.
