Потери нейтрино

Распад я -мезонов можно наблюдать при движении их в газообразной среде (например, в воздухе), где ионизационные потери малы. В процессе распада я -мезона образуются отрицательные х-мезоны и антинейтрино (см. 83). ц-Мезоны распадаются затем на электроны, нейтрино и антинейтрино [c.566]

Преобладание нейтринных потерь энергии над фотонными обусловлено не тем, что при температурах, характерных для углеродного ядра звезды, число нейтрино [c.617]

Из-за высокого темпа эволюции, обусловленного нейтринными потерями энергии, углеродные ядра как бы изолируются и эволюционируют независимо от оболочки звезды. [c.618]

В этом случае внутреннее давление существенно зависит от температуры, и ядро звезды может, следовательно, регулировать темп горения углерода. Поэтому неустойчивость — гидростатическая неустойчивость — и, как следствие, имплозия возникают только после образования железного ядра, т. е. ядра звезды, состоящего из атомных ядер группы железа. Проследим за возникновением этой неустойчивости. Лишенное ядерных источников энергии железное ядро звезды (опять-таки из-за нейтринных потерь) быстро разогревается и уплотняется. На первых порах темп гравитационного сжатия, определяемый нейтринными потерями, будет таким, что ядро звезды успеет подстроиться под изменяющиеся условия и останется в гидростатическом равновесии. Однако при температурах Т Ъ-10 К или при плотностях р > 1,15-10 г/см включаются столь мощные холодильники , что гидростатическое равновесие ядра звезды обязательно должно нарушиться. Какая величина быстрее достигнет критического значения при гравитационном сжатии — температура или плотность, определяется массой углеродного ядра. [c.618]

При высокой темп-ре всё большую роль в охлаждении звезды играют нейтринные потери. На поздних стадиях нейтринные потери на несколько порядков превышают потери на излучение фотонов и соответственно ускоряют Э. 3. [c.489]

Здесь Мя—масса ядра 7, и рс—центральные темп-ра и плотность, Lv—нейтринная светимость, L k — фотонная светимость, Л/ —радиус фотосферы цифры в скобках указывают порядок величины. У звёзд массой ок. 8 Мо образуется вырожденное углеродно-кислородное ядро массой 1,39 Мо, к-рое перед тепловой вспышкой характеризуется след, параметрами р, = 2,7 (9) г/см 7, =2,8 (8) К, г, = 3,4 ( —3)iio (г, — радиус ядра). Тепловые вспышки звёздных ядер, ведущие к полному разлёту звезды и выделению энергии 10 эрг, связывают с наблюдаемыми вспышками сверхновых типа 1, в спектрах к-рых водород не наблюдается, а в остатках взрыва не найдены пульсары. Вспышки сверхновых типа Ь. промежуточных между типами I и II (линии водорода почти не видны, но нейтронные звезды могут образоваться), связаны, видимо, с потерей устойчивости в ядрах звёзд промежуточной массы М = (8—13)А/о или с вхождением этих звёзд и двойные системы. [c.493]

Потери энергии нейтрино в веществе 219 [c.219]

Построена последовательная теория торможения нейтрино произвольной равновесной, однородной, изотропной материальной средой. Потери энергии нейтрино сведены к пяти (вместо двух для случая заряженной частицы) характеристикам среды, включающим аксиальные обобщения ее проницаемостей. Ряд общих свойств этих характеристик (в частности, соответствующие правила сумм) позволяет найти строгую и универсальную верхнюю границу потерь энергии нейтрино. Отсюда следует, что потери энергии нейтрино не превышают величины порядка столкновительного предела и никогда не могут быть аномально большими. [c.219]

Верхняя граница потерь энергии нейтрино. Общие соотношения предыдущего пункта позволяют получить ряд универсальных результатов, применимых к любой среде рассматриваемого в этой статье класса. Ранее таким путем была найдена универсальная формула для ПЭ заряженной ультрарелятивистской частицы [2]. Применительно же к нейтрино речь может идти об определении универсальной верхней границы его ПЭ. [c.229]

Потери нейтрино. Рассматривая безмассовое двухкомпонептное нейтрино, можно считать передачу импульса при его взаимодействии со средой малой по сравнению с массами промежуточных бозонов. Поэтому гамильтониан такого взаимодействия имеет 4-фермионпый вид и описывается формулой (4), где вектор тока нейтрино имеет стандартный вид (п. 2) с [c.223]

Начавшись с процессов фотодиссоциации либо нейтронизации, имплозия железного ядра звезды поддерживается нейтринными потерями энергии (12.51)— (12.53), величина которых возрастает из-за разогревания вещества при сжатии. Дополнительные потери возникают за счет урка-процессов [c.619]

Суммарная масса (и энергия) образовавшихся протона, бета-частицы и нейтрино равна массе (и энергии) исходного нейтрона (и действительно, как мы знаем, масса нейтрона слегка превышает массу протона). Очевидно, что электрический заряд при этом процессе сохраняется, и общий заряд равен нулю как до, так и после превращения нейтрона в протон положительный и отрицательный заряды протона и электрона в сумме дают нуль, а нейтрон и нейтрино являются нейтральными частицами. С другой стороны, положительный заряд ядра возрастает на одну единицу, а значит, в результате этого процесса образуется ядро другого химического элемента (тогда как при рассмскгрениом нами ранее процессе излучения нейтрона образуется ядро изотопа исходного элемента). Образовавшееся ядро может по-прежнему иметь избыток нейтронов, н тогда в зависимости от различных условий оно излучает или еще одну бета-частицу (электрон) или нейтрон. Таким образом, процесс потери бета-частиц или нейтронов ядром будет продолжаться до тех пор, пока соотношение нейтронов [c.54]

При образовании нейтронных звёзд и чёрных дыр толчком к началу Г. к. служат потеря звездой устойчивости вследствие диссоциации атомных ядер на составляющие их нуклоны и (или) нейтрони.шция вещества звезды (массовый захват атомными ядрами электронов), сопровождаемые интенсивными потерями энергии путём испускания электронных нейтрино. [c.530]

На поздних стадиях эволюции, при Т Й Ю К, важную роль начинают играть потери энергии, связанные с генерацией нейтрино в фотонейтриином процессе, при аннигиляции пар е е , распаде плазмонов. [c.176]

Нейтрино от коллапсирующих звёзд. Если масса звёздного ядра превышает 1,2—1,4 Л/ , то оно может превратиться в нейтронную звезду или чёрную дыру. На конечной стадии эволюции таких звёздных ядер их плотность возрастает до 10 — IQi г/см , а темп-ра — до IQi —10 К. Оси. механизмом потери энергии в этих условиях становится испускание Н., образующихся в реакциях [c.257]

В отличие от рр-нейтрино, рождение ру-нейтрино происходит пороговым образом в фотонном газе со ср. энергией фотонов е большая часть Н. рождается с энергией, превышающей о = 4-10 т с гпрС /в чв б-10 /е ГэВ, где и Ир — массы пиона и протона, а е выражено в эВ. Почти для всех известных источников толща окружающего газа невелика (меньше 1 г/см ), в то время как фотонный газ для ряда источников (наир., ядер активных галактик) имеет столь большую плотность, что источник оказывается непрозрачным для нротонов высокой энергии. Это приводит к высокой эффективности генерации ру-нейтрино. Для многих историков генерация ру-нейтрино имеет пороговую энергию 5-10 ГэВ. Регистрация Н. с 5-10 ГэВ относится к нейтринной астрономии сверхвысоких энергий. Потеря в интенсивности потока Н. сверхвысоких энергий вследствие падающего спектра протонов компенсируется повышенной эффективностью генерации ру-нейтрино благодаря значит, возрастанию сечения взашюдействия Н. в детекторе (вследствие резонансного характера реакции Те - - е — —> адроны, имею- [c.257]

В случае достаточно медленного (квазистатическо-го) сжатия число электронов в единице объёма и давление электронов остаются практически неизменными и равными их начальным значениям Пс и р , пока не исчерпается весь исходный хим. элемент. При этом устанавливается небольшое превышение A J r над такое, что уменьшение Л р в реакции (1) компенсируется его увеличением вследствие сжатия вещества. Отличие от те.ч меньше, чем медленнее сжатие, скорость к-рого определяется условиями гидростатич. равновесия звезды напр., в случае белого карлика причинами сжатия могут быть потери энергии посредством ЭЛ.-маги. II нейтринного излучений или увеличение его массы за счёт аккреции. [c.271]

Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в её центр, области, что на Герцшпрунга — Ресселла диаграмме соответствует пере-ХО.ДУ звезды с гл, последовательности в область красных или голубых гигантов. В процессе эволюции центр, область звезды становится всё плотнее и горячее, а её оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери энергии за счёт нейтринного излучения (нейтрино образуются гл. обр. при аннигиляции электрон-позитрон-ных пар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро (С-О-ядро), причём его масса тем больше, чем больше масса звезды на гл. последовательности. В С-О-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное G-0-ядро может иметь массу вплоть до Чандрасекара предела, т. е. до верх. Предела массы вырожденной звезды, ещё находящейся в гидростатич. равновесии. Для С-О-ядра предел Чандрасекара равен 1,44 Mq, и ядро с массой, превышающей это значение, является невырожденным. Дальнейшая эволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденного С-О-ядра. [c.434]

Массивные звёзды (Л/>10 Mq) проходят эволюц. путь горения вплоть до образования звёздного ядра из самого стабильного (макс. энергия связи на нуклон) элемента Fe. В таком ядре выделение ядерной энергии невозможно, рост давления не компенсирует рост сил тяготения при росте плотности и медленное квазистатич. сжатие сменяется быстрым коллапсом—происходит потеря гидродинамич. устойчивости и взрыв сверхновой звезды. При быстром сжатии до плотности р, близкой к плотности вещества в атомном ядре, выделяется огромное кол-во гравитац. энергии — в ss20 раз больше, чем за всё время ядерной эволюции, длящейся десятки млн. лет. Подавляющая часть этой энергии уносится нейтрино. После взрыва и сброса оболочки образуется остаток в виде ней тронной звезды — второй тип мёртвых звёзд. [c.488]

E—внутр. энергия единицы массы, —скорость потери энергии единицей массы вещества за счёт нейтринного излучения), ур-ниямн переноса тепла [c.490]

ЩИХСЯ там нейтрино, внутри звезды формируется нейтринная фотосфера. Нейтринный нагрев падающей оболочки, выгорание в ней оставшегося ядерного горючего во время коллапса, а также отскок падающей оболочки от поверхности образовавшейся нейтронной звезды оказываются недостаточными для того, чтобы выбросить вещество с ки-нетич. энергией 10 °- 10 эрг (характерной лля сверхновых). Осн. причины этого заключаются в том, что нейтринный поток тормозит падение оболочки, а образующаяся при отскоке оболочки ударная волна дополнительно ослабляется из-за затраты большей части её. энергии на диссоциацию в оболочке атомных ядер железного пика (т. е. ядер с массовыми числами, близкими к 56). Быстрые потери энергии за счёт испускания нейтрино из области нейтринной фотосферы приводят к увеличению радиснта темп-ры и развитию конвекции. Это может существенно увеличить энергию каждого вылетающего нейтрино и соответственно сечение его взаимодействия с веществом, что способствует взрыву. [c.494]

Рис. 2. Вид сверху на два контейнера, расположенных внутри пузырьковой камеры. На фотографии виден пучок частиц, возникающих при взаимодействии нейтрино большой энергии с эмульсией внутри верхнего контейнера. Спиральные траектории—следы электронов и позитронов, появившихся в результате превращения Y-кванта в пару е, е. Раддус витков спирали уменьшается из-за потерь знергии частицами при прохождении через вещество, наполняющее пузырьковую камеру (смесь жидких водорода и неона).

Потери заряженной дираковской частицы. Простейшее приложение общих формул п. 2, имеющее самостоятельный интерес и облегчающее переход к случаю нейтрино, относится к задаче о ПЭ заряженной частицы, где величина А совпадает с потенциалом, а (8) — с функцией Грина фотона в среде. В ковариантпой форме эта функция имеет вид — метрический тензор, — 4-скорость среды как целого) [c.222]

Все имеющиеся данные по Н. т. согласуются с теорией Глэшоу — Вайнберга — Салама. фБиленький С. М., Лекции по физике нейтринных и лептон-нуклонных процессов, М., 1981 О к у н ь Л. Б., Лептоны и кварки. М., 1981. С. М. Биленький. НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА, исследует роль процессов с участием нейтрино в звёздах и др. косм, объектах. У стационарных звёзд гл. последовательности (см. Звёзды) нейтрино, для к-рых толща звёзд прозрачна, уносят часть энергии, выделяющейся в звёздных недрах при термоядерных реакциях (от 2 до 32% в водородном цикле и 7% в углеродном цикле). Роль нейтрино резко возрастает на поздних стадиях эволюции звёзд. Для этих стадий универс. теория слабых взаимодействий предсказывает ряд процессов рождения пар нейтрино V — антинейтрино V, благодаря к-рым потери энергии с потоками нейтрино превосходят фотонные потери, что приводит к резкому (в десятки раз) ускорению темпа эволюции. В кач-ве процессов, ведущих к рождению пар V, V, рассматривают аннигиляцию электронно-по-зитронных пар, тормозное излучение, фоторождение, распад плазмона, синхротронное излучение. Согласно теор. расчётам, особую роль нейтрино игра ют в ходе гравитационного коллапса [c.448]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...