关于中微子天文学介绍

[拼音]：zhongweizi tianwenxue

[外文]：neutrino astronomy

天体物理学的一个分支，主要研究恒星上可能发生的中微子过程以及这些过程对恒星的结构和演化的作用。中微子是一种不带电、静止质量为零的基本粒子。早在研究原子核的β衰变时就从理论上预见到中微子的存在，但直到1956年才在实验中观察到。中微子和一般物质的相互作用非常微弱，除某些特殊情况外，在恒星内部产生的中微子能够不受阻碍地跑出恒星表面，因此，对恒星发射的中微子进行探测，可以获得有关恒星内部的信息。

太阳每秒放出的总辐射能为 3.86×1033尔格。其中绝大部分的能量由质子－质子反应产生，很小一部分由碳氮循环产生。这些反应中有许多分支反应过程是产生中微子的，中微子在地球表面处的通量是很大的。中微子具有很大的穿透本领，一般很难测量。美国布鲁克黑文实验室的戴维斯等人在深矿井中进行了太阳中微子的实验。实验中用大体积的四氯化二碳作靶，利用37Cl俘获中微子的反应：ve＋37Cl→e-＋37Ar，来探测太阳中微子。从1955年以来，他们所得的结果是：

表中所列的1978年的数据是8年探测结果的统计平均值，约为按标准太阳模型计算的理论预期值(4.7SNU)的三分之一。二者相差悬殊，成为著名的太阳中微子之谜。这个问题至今仍未解决。

在恒星演化的早期和中期，中微子的作用很小。到恒星演化的晚期，中微子的作用就变得重要了。这时，产生中微子的过程主要有以下几种：

第一种是尤卡过程。其反应为：

(Z，A)→(Z＋1，A)＋e-＋尌e，

e-＋(Z＋1，A)→(Z，A)＋ve。尤卡过程的总效果，是将电子的动能不断地转化为中微子对而放出。式中Z为原子序数（质子数），A为质量数（核子数），e-为电子，ve为电子中微子，尌e为反电子中微子。

第二种是中微子轫致辐射。隆捷科沃于1959年首先进行研究。电子与原子核(Z，A)碰撞，可以发射中微子对，其反应为：

e-＋(Z＋1，A)→e-＋(Z，A)＋ve＋尌e。

第三种是光生中微子过程。丘宏义和斯塔贝尔曾在1961年首先进行研究。γ光子与电子碰撞，可以发射中微子对，其反应为：

γ＋e-→e-＋ve＋尌e。

第四种是电子对湮没中微子过程。丘宏义和莫里森于1960年首先进行研究。正、负电子对湮没为中微子对，其反应为：

e+＋e-→ve＋尌e。式中e+为正电子。

第五种是等离子体激元衰变中微子过程。J.B.亚当斯等人于1963年进行研究。等离子体激元可以按如下的反应衰变为中微子对：

Γ →ve＋尌e。

第二、三、四、五种过程是根据1958年范曼和格尔曼提出的普适弱相互作用导出的。弱电统一理论提出后，又出现了许多新的中微子过程，例如上述第三、四、五种过程右方的ve+尌e都可推广为vμ+尌μ，vτ+尌τ等。

在恒星演化的晚期，中微子的作用有：

（1）发射中微子，带走了大量的能量，加快了恒星演化的进程和缩短了恒星演化的时标；

（2）对超新星爆发和中子星形成可能起关键作用。例如，有一种看法认为：在一个高度演化的恒星内部，通过逐级热核反应，一直进行到合成铁。进一步的引力坍缩，将使恒星核心部分产生强烈的中子化，而放射出大量中微子。由于中性流弱作用的相干性，铁原子核对中微子有较大的散射截面。因此，强大的中微子束会对富含铁原子核的外壳产生足够大的压力，将外壳吹散而形成猛烈的超新星爆发。被吹散的外壳形成星云状的超新星遗迹，中子化的核心留下来形成中子星。

恒星离我们十分遥远，以目前的探测技术还无法接收到它们发射的中微子流。只在超新星爆发使中微子发射剧增时，才有可能探测到。除了恒星以外，在类星体、激扰星系以及宇宙学研究对象中，也存在许多有关中微子过程的问题。

参考书目

1. J.N.Bahcall and R.L.Sears，Solar neutrinos，Ann.Rev.of Astronomy and Astrophysics，Vol.10，p.25，1972.
2. H.Y.Chiu，Stellar Physics，Vol.1，Blaisdell，Walthem，1968.

参考文章

• 中微子天文学天文天体