Нейтринное охлаждение

Нейтринное охлаждение — 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.

Существует несколько механизмов нейтринного охлаждения, осуществляющихся на различных стадиях эволюции звёзд.

Рассеяние фотонов на электронах

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.

Процессы с участием нуклонов (урка-процесс)

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

3 H → 3 He + e − + ν ~ , {displaystyle {}^{3}{ ext{H}} o {}^{3}{ ext{He}}+e^{-}+{ ilde { u }},} 3 He + e − → 3 H + ν . {displaystyle {}^{3}{ ext{He}}+e^{-} o {}^{3}{ ext{H}}+ u .}

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:

n + n → n + p + e − + ν ~ , {displaystyle n+n o n+p+e^{-}+{ ilde { u }},} n + p + e − → n + n + ν . {displaystyle n+p+e^{-} o n+n+ u .}

Эти процессы чрезвычайно сильно зависят от температуры, энергопотери Q ∼ T 6 {displaystyle Qsim T^{6}} , и, начиная уже с T ≈ 5⋅108 К, нейтринное излучение звезды превышает её фотонное излучение. В беседе с Гамовым Шёнберг заметил, 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 — в честь казино «Урка» (Cassino da Urca), находящегося в Рио-де-Жанейро, в котором произошла встреча Гамова с Шёнбергом.

Процессы с участием позитронов

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

e + + n → p + ν ~ {displaystyle e^{+}+n o p+{ ilde { u }}}

и

e + + e − → ν + ν ~ . {displaystyle e^{+}+e^{-} o u +{ ilde { u }}.}

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: Q ∼ T 9 {displaystyle Qsim T^{9}} .

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