Нейтринное охлаждение

2025-12-08T00:15:26Z

188.162.65.35: Опечатка

'''Нейтри́нное охлажде́ние''' — процесс охлаждения [[Звезда|звёздных]] недр образующимися в них [[нейтрино]], которые свободно уносят энергию из всего объёма ядра, так как звезда прозрачна для нейтрино низких энергий. Скорость такого ''объёмного'' нейтринного охлаждения, в отличие от классического ''поверхностного'' [[фотон]]ного охлаждения, не лимитирована процессами переноса энергии из недр звезды к её [[Фотосфера|фотосфере]], поэтому такой механизм охлаждения весьма эффективен. Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, начиная с T ≈ 5⋅108 К, нейтринное излучение звезды превышает её фотонное излучение.

Существует несколько механизмов нейтринного охлаждения, осуществляющихся на различных стадиях эволюции [[Звезда|звёзд]].

== Рассеяние [[фотон]]ов на [[электрон]]ах ==
При высоких температурах и плотностях [[Плазма|плазмы]] (как классической, так и с [[Вырожденный газ|вырождением]] её [[электрон]]ной компоненты), характерных для ядер звёзд на поздних стадиях эволюции, возможно рассеяние [[фотон]]ов на [[электрон]]ах с образованием [[нейтрино|нейтринно]]-[[Античастицы|антинейтринных]] пар.

== Урка-процесс ==
Впервые механизм переноса энергии из ядер звёзд излучением [[нейтрино]] в 1941 году предложили [[Гамов, Георгий Антонович|Гамов]] и [[Шёнберг, Марио|Шёнберг]] на примере трёх[[нуклон]]ной системы. При температурах ''T'' ≈ 108 [[Кельвин|К]] становятся возможными следующие реакции:

: <math>{}^3\text{H} \to {}^3\text{He} + e^- + \tilde\nu,</math>

: <math>{}^3\text{He} + e^- \to {}^3\text{H} + \nu.</math>

Первая реакция — это распад ядра [[Тритий|трития]] с энерговыделением ~18 к[[эВ]], вторая, обратная реакция, идёт при энергиях [[электрон]]а выше 18 к[[эВ]]. Но, как и ''в любых реакциях β-распада, как прямых, так и обратных, часть энергии уносится [[нейтрино]], и поэтому любые такие реакции в ядрах звёзд являются термодинамически неравновесными''.

В случае [[Нейтронизация|нейтронизации]] вещества ядра звезды, например, при образовании [[Нейтронная звезда|нейтронных звёзд]] и взрывах [[Сверхновая звезда|сверхновых]], то есть низкой концентрации [[электрон]]ов, возможны реакции:

: <math>n + n \to n + p + e^- + \tilde\nu,</math>

: <math>n + p + e^- \to n + n + \nu.</math>

Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, энергопотери <math>Q \sim T^6</math>, и, начиная уже с ''T'' ≈ 5{{e|8}} К, нейтринное излучение звезды превышает её [[фотон]]ное излучение.

В дальнейшем однонуклонный процесс (процесс превращения одного нейтрона в протон, электрон и антинейтрино) физики назвали прямым урка-процессом (''direct urca'', ''durca'' или ''DU'') и описали модифицированный урка-процесс (''modified urca'', ''murca'', ''MU'') — двухнуклонную реакцию с превращеним двух нейтронов в нейтрон, протон, электрон и антинейтрино, а также менее вероятную реакцию превращения двух нейтронов в два нейтрона, нейтрино и антинейтрино<ref name="Воскресенский">{{публикация|книга |язык=en |автор=Voskresensky |автор имя=D. N. |заглавие=Nuclear medium cooling theory for neutron stars |pages=24 |allpages=82 |место=Moscow |место2=Dubna |год= |ссылка=http://theor.jinr.ru/~ntaa/17/files/lectures/Voskresensky.pdf |архив дата=20230921080358 |архив=https://web.archive.org/web/20230921080358/http://theor.jinr.ru/~ntaa/17/files/lectures/Voskresensky.pdf }}</ref>.

=== Этимология названия ===
Как пишет [[Гамов, Георгий Антонович|Георгий Гамов]] в своей автобиографической книге, будучи в [[Рио-де-Жанейро]] и встретившись со своим студентом [[Шёнберг, Марио|Марио Шёнбергом]] в казино ''Cassino da Urca'', они беседовали о нуклон-нуклонных преобразованиях в плотных звёздах. Шёнберг пошутил, что благодаря этим процессам «энергия исчезает из ядра [[Сверхновая звезда|сверхновой]] так же стремительно, как исчезают деньги при игре в рулетку», и этот механизм нейтринного охлаждения по предложению Гамова получил название '''урка-процесс''' (''urca'') в честь казино<ref name="Гамов,1994">''Гамов Г.'' Моя мировая линия : неформальная автобиография. — М.: Наука, 1994. = My World Line: An Informal Autobiography. N.Y.: Viking Press, 1970.</ref><ref name="Haensel,1995">{{публикация|статья|язык=en |автор=Haensel |автор имя=P. |заглавие=URCA Processes in Dense Matter and Neutron Star Cooling |тип=журн |издание=Space Science Reviews |год=1995 |volume=74 |issue=3–4 |pages=427–436 |doi=10.1007/BF00751429 |bibcode=1995SSRv...74..427H }}</ref>.

В дальнейшем Гамов предложил представить слово ''urca'' акронимом с расшифровкой ''un-recordable cooling agent'', но такая расшифровка не получила распространения<ref name="Гамов,1994" /><ref name="Haensel,1995" />.

== Процессы с участием [[позитрон]]ов ==
При температурах выше ''T'' ≈ 1010 К начинается рождение [[электрон]]-[[позитрон]]ных пар и начинают эффективно идти процессы

: <math>e^+ + n \to p + \tilde\nu</math>

и

: <math>e^+ + e^- \to \nu + \tilde\nu.</math>

Вероятность [[Аннигиляция|аннигиляции]] [[электрон]]-[[позитрон]]ных пар с образованием пар [[нейтрино]]-[[антинейтрино]] значительно ниже, чем вероятность [[Аннигиляция|аннигиляции]] с образованием пар гамма-квантов, однако последний процесс, в отличие от первого, термодинамически равновесен и не влияет на вероятность [[Аннигиляция|аннигиляции]] с образованием пар [[нейтрино]]-[[антинейтрино]]. В таких условиях зависимость энергопотерь от температуры ещё выше: <math>Q \sim T^9</math>.

== Нейтринное охлаждение в эволюции звёзд ==
На поздних стадиях эволюции звёзд нейтринное охлаждение может играть решающую роль, поскольку при этом достигаются высокие температуры, и нейтрино эффективно отводит энергию из их центральных областей. Нейтринное охлаждение вносит существенный вклад в механизмы таких процессов, как [[Гелиевая вспышка|гелиевые вспышки]], [[углеродная детонация]], быстрое охлаждение [[Белый карлик|белых карликов]] и [[Нейтронная звезда|нейтронных звёзд]] и взрывов [[Сверхновая звезда|сверхновых]].

== Примечания ==
{{примечания}}

== Литература ==
* {{публикация|книга |автор=Зельдович |автор имя=Я. Б. |автор2=Блинников |автор2 имя=С. И. |автор3=Шакура |автор3 имя=Н. И.
|заглавие=Физические основы строения и эволюции звёзд |вид=учебн |место=М. |издательство= |год=1981 |архив дата=20060218163857 |архив=https://web.archive.org/web/20060218163857/http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1159166&uri=index.html |ref=Зельдович и др. }}
* {{публикация|книга |автор линк=Шкловский, Иосиф Самуилович |автор=Шкловский |автор имя=И. С. |архив дата=20051210205202 |архив=https://web.archive.org/web/20051210205202/http://shklovsky-ocr.narod.ru/online/shklovsky.htm |заглавие=Звёзды: их рождение, жизнь и смерть |место=М. |издательство=Наука |год=1984 |ref=Шкловский }}

[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Физические процессы]]
[[Категория:Нейтринная астрономия|охлаждение]]

wiki12 - Вклад [ru]

Нейтринное охлаждение