目錄
摘要
天體化學學的一個分支﹐主要研究星體上可能發生的中微子過程以及這種過程對星體的結構和演變的作用。
中微子天體化學學名詞定義
英文名稱：中微子天文學
中文名稱：
其他名稱：中微子天體化學學()
定義：研究天體發射中微子的過程與中微子在宇宙空間的性質的學科。
所屬學科：天文學(一級學科)；天體化學(二級學科)
中微子天體化學學簡介
中微子天文學
【中文詞條】中微子天文學
【外文詞條】
【作者】曲欽岳
中微子天文學
天體化學學的一個分支，主要研究星體上可能發生的中微子過程以及這種過程對星體的結構和演變的作用。中微子是一種不帶電﹑靜止質量為零的基本粒子。早在研究原子核的β衰變時就從理論上預看到中微子的存在天體物理學，但直至1956年才在實驗中觀察到。中微子和通常物質的互相作用十分微弱，除個別特殊情況外，在星體內部形成的中微子才能不受制約地跑出星體表面，因而，對星體發射的中微子進行偵測，可以獲得有關星體內部的信息。[1]
太陽每秒放出的總幅射能為3.86×10爾格。其中絕大部份的能量由質子－質子反應形成，很小一部份由碳氮循環形成。這種反應中有許多分支反應過程是形成中微子的，中微子在月球表面處的通量是很大的。中微子具有很大的穿透本領，通常很難檢測。英國布魯克黑文實驗室的戴維斯等人在深煤礦中進行了太陽中微子的實驗。實驗中用大容積的四溴化二碳作靶，借助cl打動中微子的反應﹕＋cl→e＋ar，來偵測太陽中微子。從1955年以來，她們所得的結果是﹕
表[2]
在星體演變的初期和中期，中微子的作用很小。到星體演變的晚期，中微子的作用就顯得重要了。這時，形成中微子的過程主要有以下幾種﹕
第一種是尤卡過程。其反應為﹕
(z﹐a)→(z＋1﹐a)＋e＋，
e＋(z＋1﹐a)→(z﹐a)＋。
尤卡過程的總療效，是將電子的動能不斷地轉化為中微子對而放出。式中z為原子序數(質子數)，a為質量數(核子數)，e為電子，為電子中微子，為反電子中微子。
第二種是中微子軔致幅射。隆捷科沃于1959年首先進行研究。電子與原子核(z﹐a)碰撞﹐可以發射中微子對，其反應為﹕
e＋(z＋1﹐a)→e＋(z﹐a)＋＋。
第三種是光生中微子過程。丘宏義和斯塔貝爾曾在1961年首先進行研究。γ光子與電子碰撞，可以發射中微子對，其反應為﹕
γ＋e→e＋＋。
第四種是電子對湮滅中微子過程。丘宏義和莫里森于1960年首先進行研究。正﹑負電子對湮滅為中微子對，其反應為﹕
e＋e→＋。
式中e為正電子。
第五種是等離子體鈮酸鋰衰變中微子過程。j.b.亞當斯等人于1963年進行研究。等離子體鈮酸鋰可以按如下的反應衰變為中微子對﹕
→＋。
第二﹑三﹑四﹑五種過程是按照1958年范曼和格爾曼提出的普適弱互相作用導入的。強電統一理論提出后，又出現了許多新的中微子過程，比如上述第三﹑四﹑五種過程右方的都可推廣為﹐等。
在星體演變的晚期，中微子的作用有﹕發射中微子，帶走了大量的能量，推動了星體演變的進程和減短了星體演變的時標，對超新星爆發和中子星產生可能起關鍵作用。比如，有一種想法覺得﹕在一個高度演進的星體內部，通過逐級熱核反應，仍然進行到合成鐵。進一步的引力坍縮，將使星體核心部份形成強烈的中子化，而放射出大量中微子。因為中性流弱作用的相干性，鐵原子核實中微子有較大的散射截面。為此，強悍的中微子束會對含有鐵原子核的殼體形成足夠大的壓力，將機殼吹散而產生猛烈的超新星爆發。被吹散的殼體產生星云狀的超新星遺跡，中子化的核心留出來產生中子星。
星體離我們非常遙遠，以目前的偵測技術還未能接收到它們發射的中微子流。只在超新星爆發使中微子發射高漲時天體物理學，才有可能偵測到。不僅星體以外，在類恒星﹑激擾星體以及宇宙學研究對象中，也存在許多有關中微子過程的問題。
中微子天體化學學參考書目
j.n..l.sears﹐﹐ann.rev.﹐vol.10﹐p.25﹐1972.
h.y.chiu﹐﹐vol.1﹐﹐﹐1968.
天文學分支學科一覽