Когда температура в центре звезды достигает значения ~10¹¹ К, пробег n_e становится сравнимым с размерами звезды и при дальнейшем увеличении температуры звезда становится непрозрачной для нейтрино. Поскольку, однако, пробеги нейтрино остаются ещё несравнимо большими пробегов фотонов, перенос энергии в звезде осуществляется посредством нейтринного газа (нейтринная теплопроводность) и потери энергии продолжают определяться нейтринным излучением. При температурах ³ 2×10¹¹ К звёзды становятся непрозрачными и для мюонных нейтрино n_m . Такие стадии жизни звезды наиболее загадочны и интересны. Предполагается, что нейтринное излучение играет решающую роль в механизме взрыва сверхновых.

  Развитие Н. а. и нейтринной астрофизики обещает дать ценную информацию не только о строении небесных тел, но по природе самого нейтрино и свойствах слабого взаимодействия.

  Лит.: Нейтрино. Сб. ст., пер. с англ., М., 1970 (Современные проблемы физики); Бакал Дж., Солнечные нейтрино, «Успехи физических наук», 1970, т. 101, в. 4, с. 739—53; Азимов А., Нейтрино — призрачная частица атома, пер. с англ., М., 1969, с. 92—105.

  Г. Т. Зацепин, Ю. С. Копысов.

Нейтрино

Нейтри'но (итал. neutrino, уменьшительное от neutrone — нейтрон), электрически нейтральная элементарная частица с массой покоя много меньшей массы электрона (возможно равной нулю), спином ¹ /₂ (в единицах постоянной Планка

) и исчезающе малым, по-видимому, нулевым, магнитным моментом. Н. принадлежит к группе лептонов , а по своим статистическим свойствам относится к классу фермионов . Название «Н.» применяется к двум различным элементарным частицам — к электронному (n_e ) и к мюонному (n_m ) Н. Электронным называется Н., взаимодействующее с др. частицами в паре с электроном е^- (или позитроном е⁺ ), мюонным — Н., взаимодействующее в паре с мюоном (m^- , m⁺ ). Оба вида Н. имеют соответствующие античастицы : электронное

и мюонное

антинейтрино. Электронные и мюонные Н. принято различать с помощью сохраняющихся аддитивных лептонных квантовых чисел (лептонных зарядов) L_e и L _m , при этом принимается, что L_e = + 1, L _m = 0 для n_е и L_e = - 1, L _m = 0 для

, L_e = 0, L _m = + 1 для n_m и L_e = 0, L _m = — 1 для . В отличие от др. частиц, Н. обладают удивительным свойством иметь строго определённое значение спиральности l — проекции спина на направление импульса: Н. имеют левовинтовую спиральность (l = —¹ /₂ ), т. е. спин направлен против направления движения частицы, антинейтрино — правовинтовую (l = + ¹ /₂ ), т. е. спин направлен по направлению движения.

  Н. испускаются при бета-распаде атомных ядер, К-захвате , захвате m^- ядрами и при распадах нестабильных элементарных частиц, главным образом пи-мезонов (p⁺ , p^- ), К-мезонов и мюонов. Источниками Н. являются также термоядерные реакции в звёздах.

  Н. принимают участие лишь в слабом взаимодействии и гравитационном взаимодействии и не участвуют в электромагнитном и сильном взаимодействиях. С этим связана крайне высокая проникающая способность Н., позволяющая этой частице свободно проходить сквозь Землю и Солнце.

  История открытия нейтрино

  Гипотеза Паули. Открытие Н. принадлежит к числу наиболее ярких и вместе с тем трудных страниц в физике 20 в. Прежде чем стать равноправным членом семьи элементарных частиц, Н. долгое время оставалось гипотетической частицей.

  Впервые в экспериментальной физике Н. проявилось в 1914, когда английский физик Дж. Чедвик обнаружил, что электроны, испускаемые при b-распаде атомных ядер (в отличие от a-частиц и g-квантов, испускаемых при др. видах радиоактивных превращений), имеют непрерывный энергетический спектр. Это явление находилось в явном противоречии с теорией квантов, требовавшей, чтобы при квантовых переходах между стационарными состояниями ядер выделялась дискретная порция энергии (постулат Бора). Поскольку при испускании a-частиц и g-квантов это требование выполнялось, возникло подозрение, что при b-распаде нарушается закон сохранения энергии.

  В 1930 швейцарский физик В. Паули в письме участникам семинара в Тюбингене сообщил о своей «отчаянной попытке» «спасти» закон сохранения энергии. Паули высказал гипотезу о существовании новой электрически нейтральной сильно проникающей частицы со спином ¹ /₂ и с массой £ 0,01 массы протона, которая испускается при b-распаде вместе с электроном, что и приводит к нарушению однородности спектра b-электронов за счёт распределения дискретной порции энергии (соответствующей переходу ядра из одного состояния в другое) между обеими частицами. После открытия в 1932 тяжёлой нейтральной частицы — нейтрона , итальянский физик Э. Ферми предложил называть частицу Паули «нейтрино». В 1933 Паули сформулировал основные свойства Н. в их современном виде. Как выяснилось позже, эта гипотеза «спасла» не только закон сохранения энергии, но и законы сохранения импульса и момента количества движения, а также основные принципы статистики частиц в квантовой механике.

  Теория b-распада Ферми. Гипотеза Паули естественным образом вошла в теорию b-распада, созданную Ферми в 1934 и позволившую описать явления электронного (b^- ) и позитронного (b⁺ ) распадов и К-захвата. Появилась теоретическая возможность ввести два разных Н.: антинейтрино, рождающееся в паре с электроном, и Н., рождающееся в паре с позитроном.

  В теории Ферми b^- (b⁺ )-распад есть превращение нейтрона n (протона р) внутри ядра в протон (нейтрон):

С помощью теории Ферми была рассчитана форма спектра b-электронов, оказавшаяся вблизи верхней границы энергии b-электронов очень чувствительной к массе m _n Н. Сравнение теоретической формы спектра с экспериментальной показало, что масса Н. много меньше массы электрона (и, возможно, равна нулю). Теория Ферми объяснила все основные черты b-распада, и её успех привёл физиков к признанию Н. Однако сомнения в существовании этой частицы ещё оставались.

  Эксперименты по обнаружению нейтрино. Известны две возможности экспериментального обнаружения Н. Первая — наблюдение обратного b-распада — впервые рассмотрена Х. Бете и Р. Пайерлсом в 1934. Обратным b-распадом называются реакции (существование которых следует из теории Ферми):