Verbum

НЕЙТРЫ́НА (італьян. neutrino памяншальнае ад neutrone нейтрон),

незараджаная элементарная часціца з групы лептонаў. Мае спін ​¹/₂ і масу, намнога меншую за масу электрона. Па стат. уласцівасцях адносіцца да ферміёнаў. Удзельнічае ў слабых і гравітацыйных узаемадзеяннях (гл. Узаемадзеянні элементарных часціц, з-за вельмі малой масы слаба ўзаемадзейнічае з рэчывам, характарызуецца вял. пранікальнай здольнасцю, напр., свабодна праходзіць праз Зямлю і Сонца.

Вядома 3 тыпы Н.: электроннае Н. ν_e, мюоннае Н. ν_µ, таоннае Н. ν_τ і адпаведныя ім антычасціцы ${\stackrel{—}{\nu }}_{\mathrm{e}}$, ${\stackrel{—}{\nu }}_{\mathrm{\mu }}$, ${\stackrel{—}{\nu }}_{\mathrm{\tau }}$ (звесткі аб ${\nu }_{\mathrm{\tau }}$ і ${\stackrel{—}{\nu }}_{\mathrm{\tau }}$ ускосныя і магчыма, што ${\displaystyle {\nu }_{\mathrm{\tau }}\equiv {\stackrel{—}{\nu }}_{\mathrm{\tau }}}$ ). Кожны з тыпаў Н. пры ўзаемадзеянні з інш. часціцамі можа пераўтварыцца ў адпаведны зараджаны лептон, а калі масы спакою Н. адрозныя ад 0 і лептонныя зарады не захоўваюцца, магчымы асцыляцыі Н. — пераўтварэнні аднаго тыпу Н. ў другі (прапанавана Б.М.Пантэкорва ў 1957). Існаванне электроннага Н. прадказана В.Паўлі (1930—33) на падставе законаў захавання энергіі і імпульсу ў рэакцыях β-распаду, эксперыментальна ${\stackrel{—}{\nu }}_{\mathrm{e}}$ зарэгістравана амер. фізікамі Ф.​Райнесам і К.​Коўэнам ў 1953—56. Выпрамяняюцца Н. пры пераўтварэннях атамных ядраў (β-распадзе, захопе электронаў і мюонаў), распадах элементарных часціц і інш. Працэсы, якія вядуць да ўтварэння Н., адбываюцца ў рэчыве Зямлі і яе атмасферы за кошт касм. выпрамянення, у нетрах Сонца, зорак і інш. (гл. Нейтрынная астраномія, Нейтрынная астрафізіка). Штучна Н. атрымліваюць з дапамогай магутных ядз. выпрамяняльнікаў, ядз. рэактараў, паскаральнікаў зараджаных часціц.

Літ.:

Марков М.А. Нейтрино. М., 1964;

Понтекорво Б.М. Нейтрино. М., 1966;

Рекало М.П. Нейтрино. Киев, 1986.

С.​Сацункевіч.

т. 11, с. 277

РАДЫЁАСТРАНО́МІЯ,

раздзел астраноміі, які вывучае нябесныя целы па іх радыёвыпрамяненні. Узнікненне Р. звязана з адкрыццём радыёвыпрамянення нашай Галактыкі на хвалі 14,7 м (1931, амер. радыёінж. К.​Янскі). Паводле аб’ектаў даследавання Р. падзяляюць на галактычную (вывучае аб’екты нашай Галактыкі) і пазагалактычную. Аб’ектамі даследавання з’яўляюцца Сонца (гл. Радыёвыпрамяненне Сонца), міжпланетнае асяроддзе, міжзорнае асяроддзе. Метадамі Р. адкрыты новыя віды крыніц касм. эл.-магн. выпрамянення: у нашай Галактыцы — рэшткі звышновых зорак (напр., Крабападобная туманнасць), пульсары, вобласці вадароду HII і інш., пазагалактычныя — радыёгалактыкі, квазары, а таксама рэліктавае выпрамяненне.

Касм. радыёвыпрамяненне даследуюць пры дапамозе радыётэлескопаў, высокая адчувальнасць і раздзяляльная здольнасць якіх перавышаюць магчымасці аптычных тэлескопаў. На аснове буйных радыётэлескопаў створана глабальная радыёінтэрферэнцыйная сетка (раздзяленне вышэй за 0,001"). Дыяпазон наземных радыёастр. назіранняў вызначаецца празрыстасцю зямной атмасферы (даўж. хваль ад 1 мм да 30 м); для радыётэлескопаў на ШСЗ гэты дыяпазон значна шырэйшы. Вымяральнай велічынёй у Р. з’яўляецца прырашчэнне колькасці выпрамянення пры навядзенні радыётэлескопа на аб’ект. Радыёвыпрамяненне касм. аб’ектаў вызначаецца механізмам выпрамянення, умовамі генерацыі і распаўсюджвання радыёхваль, энергіяй выпраменьвальных часціц і магн. поля. Неперарыўнае выпрамяненне касм. крыніц абумоўлена сінхратронным і цеплавым механізмам (гл. Сінхратроннае выпрамяненне, Цеплавое выпрамяненне), выпрамяненне ў вузкіх лініях — пераходамі паміж узроўнямі энергіі атамаў і малекул. Устаноўлена, што працяглыя кампаненты крыніц радыёвыпрамянення, звязанага з радыёгалактыкамі, — гэта намагнічаныя воблакі разрэджанага газу, напоўненыя касмічнымі прамянямі. Р. мае практычнае дастасаванне ў навігацыі, пасіўнай лакацыі, антэннай тэхніцы і інш. Гл. таксама Радыёлакацыйная астраномія.

Літ.:

Галактическая и внегалактическая радиоастрономия: Пер. с англ. М., 1976;

Матвеенко Л.И. Радиоастрономия. М., 1977 (Астрономия. Т. 13);

Апушкинский Г.П. Методы радиоастрономии. Л., 1979.

А.​А.​Шымбалёў.

т. 13, с. 230

ЗО́РКІ,

нябесныя целы, якія самі свецяцца; складаюцца з распаленых газаў (плазмы). Найб. распаўсюджаныя аб’екты ў Сусвеце — змяшчаюць больш за 98% масы ўсяго касм. рэчыва. Знаходзяцца ў стане цеплавой і гідрастатычнай раўнавагі, што забяспечваецца балансам паміж сілай гравітацыі і ціскам гарачага рэчыва і выпрамянення. Усе З., акрамя Сонца, відаць з Зямлі як святлівыя пункты. Яркасць З. характарызуюць зорнай велічынёй. Бачнае становішча на небасхіле вызначаюць дзвюма вуглавымі пераменнымі — схіленнем і прамым узыходжаннем (гл. Нябесныя каардынаты).

З. існуюць дзесяткі мільярдаў гадоў. У іх ядрах увесь час адбываюцца тэрмаядзерныя рэакцыі — асн. крыніца энергіі і выпрамянення. Фіз. характарыстыкі і працягласць існавання З. вызначаюцца масай і хім. складам, якія З. мела ў момант утварэння. Адрозніваюць З.: гіганты, звышгіганты, карлікі, новыя зоркі, звышновыя зоркі, пераменныя зоркі, падвойныя зоркі. Хім. склад большасці З.: 75% вадароду, 23% гелію, 2% інш. элементаў. Дыяпазон магчымых мас — 10​⁻²—10​² масы Сонца. Радыусы самых вял. З. — чырвоных звышгігантаў — у 10​²—10​³ разоў большыя, а самых малых — белых карлікаў і нейтронных З. — у 10​²—10​⁴ разоў меншыя за радыус Сонца. Сярэдняя шчыльнасць чырвоных звышгігантаў 10‘​³ кг/м³, нейтронных З. больш за 10​¹⁷ кг/м​^З. Свяцільнасць блакітных гігантаў і чырвоных звышгігантаў складае 8∙10​⁵, а чырвоных карлікаў 10​⁻⁴ свяцільнасці Сонца. З. ўтвараюць у прасторы вял. зорныя сістэмы — галактыкі. Вывучэнне будовы нашай Галактыкі паказвае, што многія З. групуюцца ў зорныя скопішчы, зорныя асацыяцыі і інш. З. вывучаюцца зорнай астраноміяй і астрафізікай.

Літ.:

Агекян Т.А. Звезды, галактики, Метагалактика. 3 изд. М., 1981;

Звезды и звездные системы. М., 1981;

Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 3 изд. М., 1984.

А.​А.​Шымбалёў.

Абазначэнні: Пн — Паўн. паўшар’е неба, Пд — Паўд. паўшар’е неба, Э — экватарыяльны пояс

т. 7, с. 109