И Шкловский - Вселенная, жизнь, разум

На рис. 17 схематически приведена сводная диаграмма "цвет-светимость" для 11 скоплений, из которых два (M3 и M92) шаровые. Ясно видно, как "загибаются" вправо и вверх главные последовательности у разных скоплений в полном согласии с теоретическими представлениями, о которых уже шла речь. Из рис. 17 можно сразу определить, какие скопления являются молодыми и какие старыми. Например, "двойное" скопление ? и h Персея молодое. Оно "сохранило" значительную часть главной последовательности. Скопление M41 старше, еще старше скопление Гиады и совсем старым является скопление M67, диаграмма "цвет-светимость" для которого очень похожа на аналогичную диаграмму для шаровых скоплений M3 и M92. Только ветвь гигантов у шаровых скоплений находится выше в согласии с различиями в химическом составе, о которых говорилось раньше.

Таким образом, данные наблюдений полностью подтверждают и обосновывают выводы теории. Казалось бы, трудно ожидать наблюдательной проверки теории процессов в звездных недрах, которые закрыты от нас огромной толщей звездного вещества. И все же теория и здесь постоянно контролируется практикой астрономических наблюдений. Нужно отметить, что составление большого количества диаграмм "цвет-светимость" потребовало огромного труда астрономов-наблюдателей и коренного усовершенствования методов наблюдений. С другой стороны, успехи теории внутреннего строения и эволюции звезд были бы невозможны без современной, вычислительной техники, основанной на применении быстродействующих электронных счетных машин. Неоценимую услугу теории оказали также исследования в области ядерной физики, позволившие получить количественные характеристики тех ядерных реакций, которые протекают в звездных недрах. Без преувеличения можно сказать, что разработка теории строения и эволюции звезд является одним из крупнейших достижений астрономии второй половины XX столетия.

Развитие современной физики открывает возможность прямой наблюдательной проверки теории внутреннего строения звезд, и в частности Солнца. Речь идет о возможности обнаружения мощного потока нейтрино, который должно испускать Солнце, если в его недрах имеют место ядерные реакции. Хорошо известно, что нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействует с другими элементарными частицами. Так, например, нейтрино может почти без поглощения пролететь через всю толщу Солнца, в то время как рентгеновское излучение может пройти без поглощения только через несколько миллиметров вещества солнечных недр. Если представить себе, что через Солнце проходит мощный пучок нейтрино с энергией каждой частицы в 10 млн. эВ, то из нескольких десятков миллионов нейтрино поглотится только одно. Отсюда ясно, что обнаружить поток солнечных нейтрино чрезвычайно трудно. Вместе с тем это представляется весьма заманчивым, так как обнаруженные каким-либо способом солнечные нейтрино приходят к нам непосредственно из его глубин. Следовательно, изучая эти нейтрино, можно получить достаточно подробную информацию о физических условиях в центральных областях Солнца.

Каков же ожидаемый поток нейтрино от Солнца? Если, например, в его недрах идет углеродно-азотная реакция, то, как оказывается при превращении четырех ядер водорода в одно ядро гелия образуются два нейтрино. При "протон-протонной" реакции выход нейтрино будет другой. Энергетический спектр солнечных нейтрино сильно зависит от температуры центральных областей Солнца. Ожидаемая величина потока энергии от Солнца в форме нейтрино составляет несколько процентов от всего потока солнечного излучения. Это очень много.

Как же обнаружить поток солнечных нейтрино? Идею такого эксперимента впервые предложил много лет тому назад академик Б. М. Понтекорво. Солнечное нейтрино, взаимодействуя с ядром изотопа хлора 37Cl, захватывается последним. При этом изотоп хлора превращается в радиоактивный изотоп аргона 37Ar и испускается электрон. По причине исключительно слабого взаимодействия нейтрино с веществом такие процессы будут происходить чрезвычайно редко. Поэтому установка для обнаружения солнечных нейтрино выглядит весьма необычно. Представьте себе большое количество специальных цистерн, наполненных прозрачной жидкостью перхлорэтиленом (C2Cl4). Количества этой жидкости достаточно, чтобы, например, заполнить большой бассейн для плавания. В таком гигантском количестве перхлорэтилена можно ожидать образования около десятка изотопов аргона ежедневно из-за захвата солнечных нейтрино ядрами 37Cl, входящими в состав жидкости. Оказывается, что средства современной экспериментальной физики позволяют обнаружить это ничтожно малое количество вновь образовавшихся изотопов аргона.