Этот курс посвящен ключевым проблемам современной астрофизики: рождению, эволюции и финальной стадии жизни звезд.
Некоторые из них, например, нейтронные звезды отличаются сверхвысокой плотностью вещества и сверхсильными магнитными полями — такие условия пока недостижимы для современных лабораторий. Как же ученые исследуют эти объекты?
В курсе вы познакомитесь с работой специалистов астрофизики высоких энергий и нейтринной астрономии и разберетесь, зачем люди изучают вспышки сверхновых, ускорение заряженных частиц на космических ударных волнах и высокоэнергитичные нейтрино.
А главы, посвященные теоретической и наблюдательной космологии, объяснят, как эта наука отвечает на вопросы о рождении Вселенной, динамике ее расширения и о формах материи ее заполняющих.
From the lesson
Нейтринная астрофизика
Раздел состоит из пяти лекций, которые посвящены исследованию удивительных частиц - нейтрино. Это невидимые вездесущие частицы, имеющие очень-очень маленькую массу. Их чрезвычайно сложно зарегистрировать, при том, что через каждый квадратный см поверхности ежесекундно проходит более 100 млрд. частиц. В лекциях рассказывается о свойствах этих частиц, об экспериментах по их обнаружению и о науке, основанной на анализе данных наблюдений нейтрино, испущенных космологическими объектами. Вы узнаете, зачем японцам понадобилось 50 тысяч тонн специально очищенной воды, и за что были получены несколько нобелевских премий.
Физик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий. Заведующий кафедрой "Космические исследования" Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого.
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА] [МУЗЫКА]
[МУЗЫКА] Взрыв сверхновых II типа,
то есть звезд с массами больше 10 масс Солнца — это
экстремально мощное явление именно нейтринной астрофизики.
Конечные стадии эволюции массивных звезд представляют собой
последовательность фаз нуклеосинтеза все более тяжелых элементов.
Последней фазой является горение кремния,
в результате которого появляется никель-56,
с захватом электронов он превращается в кобальт-56, а кобальт-56 — в железо.
Вот это финальная точка, вообще, нуклеосинтеза,
потому что железо обладает наибольшей энергией связи.
В результате, в центре звезды образуется довольно массивное,
с массой 1,5–2 массы Солнца, железное ядро, где уже ядерные реакции не идут,
и поэтому сопротивление гравитационным силам уже не оказывается.
Кроме того, запуском коллапса или гравитационного сжатия
всей системы в целом является фоторасщепление ядер.
Когда ядра γ-кванта расщепляют железо на последовательность
ядер меньшего ядерного веса и в конце
концов — до нуклонов, α-частицы.
И кроме того, параллельно, идет β-захват,
то есть захват электронов протонами или ядрами,
в результате которых уменьшается число протонов, увеличивается число нейтронов,
и производятся нейтрино, электронные нейтрино.
Эта реакция, вообще, называется нейтронизация,
потому что этот захват приводит к увеличению числа именно нейтронов.
И вот с этого момента, когда интенсивно пошли эти реакции,
звезда становится неустойчива по отношению к гравитационным силам,
и происходит коллапс, то есть сжатие, мощное сжатие всей звезды.
Например, если взять массу исходной звезды — 20 масс Солнца,
ее характерный размер — это примерно десять миллионов километров,
и в центре ее вот то самое железное ядро 1,5–2
массы Солнца с размером 200–300 километров.
Вот с этого момента начинается коллапс.
Центральное ядро сжимается до размера в десять километров.
Образуется так называемая прото-нейтронная звезда.
Естественно, плотность внутри этой звезды сильно повышается до 10 в 12-й,
10 в 13-й г/см³.
И кроме того, она очень горячая, интенсивнейшим образом испускает нейтрино.
Вся энергетика вот этого коллапса,
или сжатия, — это примерно 3 * 10 в 53-й эрг.
Кинетическая энергия последующего разлета оболочки — это
примерно 1 % от этой энергии.
А энергия излучения, которая высвечивается, в конце концов,
и которую мы наблюдаем, как оптическую вспышку, она составляет примерно 0,001,
то есть одну сотую процента от этой самой энергии.
99 % улетает, уходит в нейтрино.
Частично — улетает, частично — уходит в разгон оболочки.
И вот в следующей стадии, можно сказать,
когда образовалась прото-нейтронная звезда,
является излучение нейтрино горячей прото-нейтронной звездой.
Первая стадия коллапса, она длится примерно 0,01 секунды.
И это, в основном, реакция нейтронизации, или захвата электронов протонами.
А впоследствии звезда, как горячая звезда,
излучает через механизм аннигиляции электронов и позитронов, в основном.
Хотя есть и другие механизмы.
Вот эта стадия, она длится несколько секунд.
Действительно имеется мощный импульс, нейтринный импульс,
в основном электронных нейтрино в начале длительностью
примерно 10 миллисекунд, или 0,01 секунды.
Довольно длительный, в несколько секунд, довольно длительный процесс аннигиляции
электрон-позитронных пар или выход пар нейтрино и антинейтрино,
причем всех типов, примерно в равной степени, что очень важно.
То есть из сверхновой летят нейтрино самых разных типов.
И вот взрыв сверхновой 1987 A,
который произошел 23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке,
он был зарегистрирован надежно тремя приборами, тремя детекторами.
Это — Камиоканде, 4500 тонн воды и порог примерно 7 МэВ.
То есть Камиоканде наблюдал нейтрино с энергией выше 7 МэВ.
IMB — американский детектор, который примерно такого же объема,
и порог составлял 20 МэВ.
То есть существенно уменьшено количество возможных регистраций нейтрино.
Ну и, наконец, BAKSAN со своим галлиевым детектором.
Это прибор, который реагирует на галлий, превращая в германий.
Поглощая нейтрино, превращается в германий.
И вот — механизм разлета.
В механизме разлета существенную роль в
разлете ударной волны играет как раз нейтрино.
Нейтрино, идущее от центральной прото-нейтронной звезды,
поглощается во внешних областях нагрева, выкладывает энергию во внешних областях,
и эта энергия, тепловая энергия, начинает, как поршень,
раздувать ударную волну во внешней оболочке звезды.
Вот так нейтрино разгоняет ударную волну разлета.
Нейтрино 1987 A наблюдалось тремя детекторами,
и всего надежно установлено 24 события.
Большинство из них — это антинейтрино.
И если посчитать энергетику этих антинейтрино,
то это оказывается примерно 10 в 53-й эрг.
То есть по соотношению разных типов нейтрино и разных процессов,
которые происходят, это примерно и ожидалось
бы от сверхновой II типа.
Таким образом,
нейтринное излучение — это мощный регулятор взрыва сверхновой II типа.
В результате гравитационного коллапса звезд нейтрино в течение нескольких
секунд выносит 99 % всей энергии гравитационного коллапса.
Несколько меньший уровень светимости поддерживается прото-нейтронной звездой,
очень горячей, с температурой в 10 в 11-й K.
Нейтрино, прямо или косвенно, участвует,
вовлечено в процессы нуклеосинтеза, которые происходят внутри сверхновых
II типа из нуклеосинтеза новых элементов — элементы всей
периодической системы Менделеева вывариваются как раз в сверхновых.
Другого источника у них нет.
И, наконец,
современные нейтринные обсерватории действительно способны регистрировать
нейтринный импульс от взрывов сверхновых в нашей и других галактиках.
[БЕЗ_ЗВУКА]
Ознакомьтесь с нашим каталогом
Присоединяйтесь бесплатно и получайте персонализированные рекомендации, обновления и предложения.
Варшалович Дмитрий АлександровичФизик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий.
