Нейтринная астрофизика

Нейтрино
Гипотеза Паули в 1930
β+ : р→n +е++ve
Зарегистрированы в 1953 (Рейнс, Коуэнн)
Большая проникающая способность
Сечения от 10-44 до 10-34 см2

Виды нейтрино
Космологические (5x10-4 эВ)
Звездные (десятки М эВ)
Высоких энергий (>1 ГэВ)

Космологические нейтрино
Через 1 секунду после большого взрыва
нейтринный газ отделился от вещества
T ~ 2 K (300 – 400 нейтрино/см3)
Нет метода регистрации
Из космологических оценок ограничение на сумму масс
эВ

Звездные нейтрино
1.Солнечные нейтрино
4р → 4Не + 2е- + 2 νe Q=26.7 МэВ
L sun = 3.86 * 1033 эрг/с
Nv = 2 * L sun/ Q = 1.8 * 1038 нейтрино/с

Установка Дэвиса
C2Cl4
V = 380 тыс.
литров
Результат:
1,8 ± 0,3 SNU
Теория:
7,6 ± 3,3 SNU

GALLEX

Super-Kamiokande

SNO
Kamiokande:
SNO:

Результаты различных экспсериментов

Результаты экспериментов

Теория осцилляций

Эксперимент K2K

Поиски осцилляций в различных проэктах

Звездные нейтрино.
2.Нейтрино от коллапсирующих звезд
Обнаружение:

Наблюдения SN1987A
Ev ~ 5* 1046 эрг

SNEWS

Космические нейтрино
pр, pγ - нейтрино
За 5 месяцев оболочка SN излучает
2 * 1048 мюонных нейтрино с E ~ 100 ГэВ
Идея метода обнаружения:

AMANDA
Южный полюс
Черенковское излучение во льду

AMANDA