Нейтринное охлаждение

Нейтри́нное охлажде́ние — процесс охлаждения 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 фотонного охлаждения, не лимитирована процессами переноса энергии из недр звезды к её 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 звёзд.

При высоких температурах и плотностях плазмы (как классической, так и с вырождением её электронной компоненты), характерных для ядер звёзд на поздних стадиях эволюции, возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтринно-антинейтринных пар.

Впервые механизм переноса энергии из ядер звёзд излучением нейтрино в 1941 году предложили Гамов и Шёнберг на примере трёхнуклонной системы. При температурах T ≈ 10⁸ К становятся возможными следующие реакции:

${\displaystyle {}^{3}{\text{H}}\to {}^{3}{\text{He}}+e^{-}+{\tilde {\nu }},}$

${\displaystyle {}^{3}{\text{He}}+e^{-}\to {}^{3}{\text{H}}+\nu .}$

Первая реакция — это распад ядра трития с энерговыделением ~18 кэВ, вторая, обратная реакция, идёт при энергиях электрона выше 18 кэВ. 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 нейтронизации вещества ядра звезды, например, при образовании нейтронных звёзд и взрывах сверхновых, то есть низкой концентрации электронов, возможны реакции:

${\displaystyle n+n\to n+p+e^{-}+{\tilde {\nu }},}$

${\displaystyle n+p+e^{-}\to n+n+\nu .}$

Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, энергопотери ${\displaystyle Q\sim T^{6}}$, и, начиная уже с T ≈ 5⋅10⁸ К, нейтринное излучение звезды превышает её фотонное излучение.

В дальнейшем однонуклонный процесс (процесс превращения одного нейтрона в протон, электрон и антинейтрино) физики назвали прямым урка-процессом (direct urca, durka 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^[1].

Как пишет Георгий Гамов в своей автобиографической книге, будучи в Рио-де-Жанейро и встретившись со своим студентом 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 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^[2][3].

В дальнейшем Гамов предложил представить слово urca акронимом с расшифровкой un-recordable cooling agent, но такая расшифровка не получила распространения^[2][3].

При температурах выше T ≈ 10¹⁰ К начинается рождение электрон-позитронных пар и начинают эффективно идти процессы

${\displaystyle e^{+}+n\to p+{\tilde {\nu }}}$

и

${\displaystyle e^{+}+e^{-}\to \nu +{\tilde {\nu }}.}$

Вероятность аннигиляции электрон-позитронных пар с образованием пар нейтрино-антинейтрино значительно ниже, чем вероятность аннигиляции с образованием пар гамма-квантов, однако последний процесс, в отличие от первого, термодинамически равновесен и не влияет на вероятность аннигиляции с образованием пар нейтрино-антинейтрино. В таких условиях зависимость энергопотерь от температуры ещё выше: ${\displaystyle Q\sim T^{9}}$.

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 гелиевые вспышки, углеродная детонация, быстрое охлаждение белых карликов и нейтронных звёзд и взрывов сверхновых.

• Зельдович, Я. Б. Физические основы строения и эволюции звёзд : [арх. 18 февраля 2006] : учебн / Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. — М., 1981.
• Шкловский, И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть : [арх. 10 декабря 2005]. — М. : Наука, 1984.