Рэй Джаявардхана - Охотники за нейтрино. Захватывающая погоня за призрачной элементарной частицей

Может показаться, что общий улов в 24 частицы – не повод для гордости. Но важность этих нейтринных событий подчеркивается хотя бы тем, что впоследствии о них были написаны сотни научных статей. При взрыве сверхновой 1987А мы впервые наблюдали нейтрино, пришедшие к нам не с Солнца, а из другого звездного источника. Поэтому стоит ли удивляться, что японский физик Масатоси Косиба, лидер коллаборации Kamiokande, в 2002 г. получил четверть Нобелевской премии по физике – во многом за измерения этих нейтрино. Призрачные частицы, которые несколькими десятилетиями ранее на кончике пера открыл Вольфганг Паули, пытавшийся объяснить бета-распад, к концу XX в. стали для астрономов важными космическими посланцами, которые помогли понять жизненный цикл Солнца и других, более массивных звезд.

Адам Барроуз, физик из Принстонского университета, писал, что после обнаружения этих нейтрино «мы впервые смогли осознать, какие дикие спазмы сопровождают гибель звезды, тогда как ранее это было просто невозможно». Полученные результаты подтвердили общую картину гибели массивной звезды, израсходовавшей запасы ядерного топлива; физики-теоретики обрисовали этот процесс за десятилетия работы. Вот что сказал об этом Джон Биком, физик-теоретик из государственного Университета Огайо, изучающий связи между физикой частиц, астрофизикой и космологией: «Нейтрино позволяют нам заглянуть в недра огромных звезд, находящихся на пороге гибели. В подобных ситуациях астрофизики могут наблюдать явления, принципиально недоступные для обычной астрономии».

Алекс Фридленд из Национальной лаборатории Лос-Аламоса объясняет, что сверхновая – это, в сущности, «нейтринная бомба». Ведь при ее взрыве выделяется умопомрачительное количество этих частиц – 1058, то есть десять миллиардов триллионов триллионов триллионов триллионов нейтрино. Даже по астрономическим меркам это невероятно много. Фактически энергия, излучаемая несколько секунд в виде нейтрино, в несколько сотен раз превышает суммарную энергию Солнца, которую наша звезда успеет испустить в виде фотонов за всю свою жизнь (около 10 млрд лет). Более того, при взрыве сверхновой 99 % ее гравитационной энергии уходит на образование нейтрино разных ароматов, и лишь 0,5 % излучается в качестве видимого света.

Галактика Большое Магелланово Облако находится на расстоянии около 160 000 световых лет от нас. Это означает, что нейтрино, родившиеся при взрыве сверхновой и достигшие Земли в 1987 г., начали свой путь 160 000 лет назад. В те времена древние люди еще кочевали по Восточной Африке, а мохнатые мамонты топтали сибирскую тундру. Сама звезда Sanduleak –69° 202 запылала примерно на 11 млн лет ранее, примерно в те времена, когда по Земле начали расселяться стада степных млекопитающих, но еще до того, как поднялись Гималаи. В течение первых 10 млн лет своей жизни эта звезда подпитывалась энергией ядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий – точно как на нашем Солнце. Эта энергия не позволяла звезде схлопнуться под действием собственного веса. Когда ядро звезды практически полностью состояло из гелия, выделение энергии приостановилось. Ядро больше не могло выдерживать гравитационное давление, поэтому сжалось и разогрелось. При этом внешние области звезды расширились, так как водород продолжал гореть в этих слоях, окружавших ядро, словно оболочка. Когда давление и температура в ядре звезды выросли еще сильнее, реакции ядерного синтеза начались в гелии – он стал превращаться в углерод и кислород. К тому времени звезда Sanduleak –69° 202, которая изначально была примерно в 20 раз массивнее Солнца, превратилась в красный сверхгигант – теперь она была примерно в 500 раз объемнее нашей звезды.

Выгорание гелия в ядре звезды продолжалось еще около миллиона лет, пока и это топливо не закончилось – гравитация вновь начала брать верх. Далее, насколько мы представляем себе звездную эволюцию, произошло следующее: ядро продолжало сжиматься до тех пор, пока не стало достаточно плотным и горячим для превращения углерода в неон, натрий и магний. К этому времени звезда, вероятно, уже потеряла часть своих раздутых внешних оболочек, а оставшееся небесное тело еще немного сжалось, и цвет его изменился с красного на голубой. Ход дальнейшей эволюции еще более ускорился. Углеродный синтез протекал около 12 000 лет. Затем звезда сожгла весь свой неон и кислород, оба этих этапа длились по несколько лет. Наконец в ядре остались в основном сера и кремний, примерно за неделю они превратились в железо. Предполагается, что на данном этапе звезда напоминает гигантскую луковицу – различные элементы послойно расположены вокруг ее железного ядра. Вот и все – дело в том, что железо не может превращаться в более тяжелые элементы, не потребляя энергию извне. Звезда более не могла сопротивляться гравитации. Конец был быстрым и ярким – в небе запылал факел, который удалось увидеть невооруженным глазом даже из соседней галактики – нашего Млечного Пути, правда, через 160 000 лет после описанных событий.