Відкрити головне меню

Нейтри́нне охолодже́ння — процес охолодження зоряних надр за рахунок утворення нейтрино, що виносять енергію з усього об'єму ядра, оскільки зоря є практично прозорою для нейтрино низьких енергій. Швидкість такого об'ємного нейтринного охолодження, на відміну від класичного поверхневого фотонного охолодження, не обмежена фотосферою та процесами переносу енергії з надр зір до неї, тому механізм охолодження є дуже ефективним.

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

Розсіювання фотонів на електронахРедагувати

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-процеси)Редагувати

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

 

 

Перша реакція — це розпад тритію з енерговідділенням ~18 кеВ, друга — обернена — відбувається за наявності електронів з енергією більше 18 кеВ. Але, як у будь-яких реакціях β-розпаду — як прямих, так і обернених — частина енергії виноситься 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, починаючи вже з T ≈ 5·108 К, нейтронне випромінювання зорі перевищує її фотонне випромінювання[джерело?]. У бесіді з Гамовим Шенберг помітив, що завдяки цим процесам «енергія зникає з надр 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 розташоване в Ріо-де-Жанейро, де відбулася перша зустріч Гамова з Шенбергом[1].

Процеси за участі позитронівРедагувати

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 зірРедагувати

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.

ПриміткиРедагувати

  1. Гамов., Дж (1994.). My World Line: An Informal Autobiography (en). N.Y.: Viking Press.