|
|
X X
и слабого взаимодействий, наттр. е+е~ е+с~
ницах) 7°-бозона, А. пары должна происходить резонансно ≈ с превращением в реальный 2°-бозон. Двухчастичные лептонные распады псевдоскалярных заряж. мезонов (напр., л+ ≈ *11~I"V , К+ - ≈ * ич\ ) обуслов-
Ц. \л
лены А. составляющих мезоны кварков-антикварков
-* -^
(иа ≈ * fi+v i us ≈ ∙*∙ u.+v ) за сч╦т слабого взаимодей-
ствия, а распады нейтральных векторных мезонов (оу, со, ф и др.) на лептонные пары (напр., р° - >е4с~, и,'и,~}и распады псевдоскалярных нейтронных мезонон
(я°, ц) па два у-иванта ≈ A. qq за сч╦т ал. -магн. взаимодействия. В распадах мезонов, в состав к-рых входит с- пли Ь-кваркт процессы А, за сч╦т слабого
взаимодействия, напр, cs ≈ * du, cs - ≈ - h'j (где I≈ леп-тон, V; ≈ соответствующие ему нейтрино), могут увеличить вероятность распадов очарованных частиц.
По аналогии с электрон-иозитропкои А. теоретически обсуждается возможный процесс А. пары лептонов ≈
электронного антинейтрино и электрона (ve-j-c~ ≈ *
≈ *-v -^ri- или ve-)~c~ ≈ ∙* адропы), вызываемый сла-
^ оым взаимо действием.
В естеств. условиях процессы А. могут происходить вблизи космич. источников античастиц (активных ядер галактик, пульсаров) и при взаимодействии космич. антипротонов и шшитронов с веществом. Такие процессы космич. А, могут наблюдаться методами у-аст-рономии по аннигиляц. космич. излучению. Результаты этих наблюдений указывают на отсутствие заметного кол-ва антивещества в окружающей нас части Вселенной вплоть до масштаба скопления галактик и свидетельствуют в пользу бариопной асимметрии Вселенной. В соответствии с теорией горячен Вселенной на ранних стадиях эволюции Вселенной процессы А. (и обратные им процессы рождения пар) за сч╦т эл.-магн., сильного
2у, qq 7" е^'е",
q q #, ес~ : veve, обеспечивали термодинамич. равновесие релятивистской плазмы частиц и античастиц и эл.-магн. излучения. При понижении темл-ры расширяющейся Вселенной ниже величины, отвечающей массе частиц данного сорта (используется система единиц, в к-рой k = c=k=i], должна была происходить А. соответствующих частиц и античастиц в более л╦гкие частицы. Время жизни ТА античастиц (или частиц) относительно их А. с частицами (античастицами) обратно пропорционально концентрации частиц (античастиц). Б расширяющийся Вселенной, когда Тд становится
больше времени расширения, А. прекращается и происходит т. н. закалка концентрации частиц и античастиц. Представление о «закалке» концентрации массивных метастабильных частиц (магнитных монополей, экзотич. частиц, появляющихся в нек-рых моделях великого объединения и расширенной су пер гравитации] и анализ их последующего влияния на астрофиз. процессы на более поздних стадиях расширения Вселенной играет важную роль для получения астрофиз. ограничений на параметры моделей, предсказывающих суще-
ствование таких частиц.
Лит.: Г а и т л е р В.> Квантовая теория излучения, пер. с англ., М., 1956; Дирак 11. А. М., Принципы квантовой нсхяники, пор. с англ., 2 изд., М., 1979; Ф о л о м с ш-ы и н В. Н-, Хлопов М. ИХ, О возможностях изучения
реакций неупругого v «-рассеяния и пучках нейтрино высоких энергий, сЯФ», 1973, т. 17, в. 4, с. 830; Фейцман Р., Взаимодействие фотонов с адронами, пер. с англ., М., 1975; Дол-гон А. д., 3 е л ь д о D и ч Я, Б,, Космология и элементарные частицы, «УФН», 1980, т. 130, с. 559, М. К). Хлопов.
Ашшгиляционное излучение в астрофизике. Наблюдении излучения, возникающего при А. позитронов и электронов, позволяет обнаружить во Вселенной области (объекты), где рождаются античастицы (позитроны), и определить физ. характеристики таких областей.
В астрофиз. условиях позитроны рождаются, как правило, релятивистскими. Когда они попадают в сравнительно холодную среду (с темп-рой T«g.mcz/k= = 6'109 К, тпс2=511 кэВ ≈ энергия покоя электрона},
то из-за малой вероятности А. по сравнению с вероятностями процессов, приводящих к торможению позитронов (рассеяние на электронах и атомах, возбуждение и ионизация атомов), их большая часть успевает замедлиться до ысролятивистскиас энергий и лишь затем аннигилирует.
При двухфотонной А, нсрелятивистских е+ и е" (наиб, распростран╦нной в астрофиз. условиях) энергии образующихся фотонов е близки к энергии покоя электрона, т. е. спектр анпигиляц. излучения (АИ) имеет вид линии (аннигиляц. линия ≈ АЛ). Это позволяет выделять АИ на фоне непрерывного спектра, возникающего при др. процессах. Смещение энергии аннигиляц. фотонов от значения тс'г вызнана эффектом Доплера из-за движения центра масс аннигилирующей иары: в=тс2(1-|-У/с), где V ≈ проекция скорости центра масс на направление вылета фотона. Разброс скоростей Т7 приводит к доплеровскому уширеншо АЛ. При А. термализов. позитронов с энергией £т~1гТ со свободными электронами плазмы (как прямой, так и с предварит, образованием позитрония Ps] разброс V является тепловым IT ширина АЛ (на половине максимума)
Д£=0,011 Г1/гкэВ.
В отличие от двухфотонного, тр╦хфотонное АИ, возникающее при А. ортопозитрония *Ps (образующегося в тех же процессах, что и парапозитронин LPs), имеет нетферывный спектр, лежащий ниже 511 кэВ. Регистрация этого спектра (вместе с АЛ) позволяет оценить долю позитронов, аннигилирующих с образованием позитрония Ps, и тем самым физ. характеристики области аннигиляции.
Спектр однофотонного АИ, существенного при наличии сворхсильного магн. поля (когда е+ и е" находятся на основном Ландау уровне, см. Циклотронная частота], имеет вид асимметричной линии с резким обрывом в сторону меньших энергий от максимума при е« w2mca/|sin vf, где v ≈ угол между направлением АИ и магн. полем. Угловое распределение излучения сильно вытянуто в плоскости, перпендикулярной магн. полю. Сильное магн. поле меняет также характеристики двухфотонного АИ. С увеличением поля (при ZfelO12 Гс) мощность и высота АЛ уменьшаются, линия становится асимметричной, сдвигается в сторону более высоких энергий и уширяется (превращаясь при /felO13 Гс в непрерывный спектр, лежащий ниже 2mc2/(l-f-[cos v )), а направления вылета фотонов концентрируются к плоскости, перпендикулярной магн. полю.
АИ обнаружено в спектрах вспышек на Солнце^ в излучении галактического центра и космич. гаммо,-вс плесках.
Основные характеристики наблюдавшегося космического аннигиляционного излучения
|
Источник
|
Солнечные вспышки
|
Центр Галантпки
|
Y-DciuiecKn
|
||
|
Максимальная интенсив-
|
|
|
|
||
|
ность, фотон/(см2-с)
|
5-Ю-1
|
2- ID"3
|
i
|
||
|
Светимость источника в
|
|
|
|
||
|
аннвгипяционной ли-
|
|
|
|
||
|
нии, арг/с , - . ∙ ∙ .
|
2-1021
|
2-10s?
|
103i
|
||
|
|
|
|
(D */l или)2
|
||
|
Характерный времсгта.
|
|
|
|
||
|
с ............
|
10а-10»
|
107≈ 10е
|
0,1-10
|
||
|
Ширина аннигилнцшш-
|
|
|
|
||
|
пий лилии, наВ ....
|
<20
|
<з
|
-100
|
||
