Страх физики

Детектор на тяжёлой воде был в состоянии одновременно обнаруживать электронные, мюонные и тау-лептонные нейтрино. И вот, когда пыль улеглась и были подсчитаны все пойманные типы нейтрино, оказалось, что общее количество нейтрино, прилетающих от Солнца, в точности соответствует предсказаниям Стандартной солнечной модели! Так были открыты нейтринные осцилляции, массы нейтрино, а несколько счастливых физиков получили Нобелевскую премию. В очередной раз модель сферического коня в вакууме, только на этот раз — коня Гелиоса, оказалась мощным инструментом изучения природы.

Мы можем попытаться распространить представление о Солнце как о сферическом газовом шаре в вакууме и на другие звёзды, более крупные, более мелкие, более старые, более молодые. В частности, простая модель гидростатического равновесия даёт нам грубое представление об изменениях, которые происходят в звёздах на протяжении их жизни. Например, в какой-то момент рождения звезды, когда она формируется из сжимающегося облака межзвёздного газа, в ней «включаются» термоядерные реакции, и она начинает светить за счёт собственного источника энергии. Если звезда слишком мала, гравитационной энергии сжимающегося газового облака может оказаться недостаточно для достижения температуры, при которой включаются реакции синтеза. В этом случае звезда никогда не загорится. Примером такой «недозвезды» является Юпитер. Однако для массивных газовых облаков процесс сжатия продолжается до включения ядерных реакций, и выделяемое ими тепло повышает температуру звёздных недр, что создаёт дополнительное давление, останавливающее сжатие и стабилизирующее звезду. В конце жизни звезды водород, служащий топливом для ядерных реакций, начинает истощаться, равновесие нарушается, и звезда снова сжимается, пока температура в её ядре не достигнет значений, при которых становится возможным новый набор реакций, топливом для которых служит образовавшийся на предыдущем этапе гелий.

Для многих звёзд этот процесс повторяется несколько раз: каждый раз, когда истощается очередной элемент, служивший топливом для ядерных реакций, ядро звезды опять сжимается, поднимая температуру и запуская новый набор реакций синтеза. В то время как внешние слои звезды раздуваются до невероятных размеров, превращая звезду в красный гигант, ядро становится всё горячее и плотнее, пока почти всё его вещество не превратится в железо. На этом всё заканчивается, потому что железо не может служить топливом для ядерных реакций, идущих с высвобождением энергии. Протоны и нейтроны ядер железа так сильно связаны друг с другом, что преобразовать его в ядро другого элемента можно, лишь затратив энергию. Что происходит после этого? Одно из двух: либо звезда медленно умирает, освобождаясь от распухшей внешней оболочки и превращаясь в белый карлик, либо происходит одно из самых грандиозных событий во Вселенной — звезда взрывается!

Взрывающаяся звезда, или сверхновая, выделяет в короткий промежуток такое количество энергии, что светит как вся галактика, ярче ста миллиардов обычных звёзд. За секунды до начала взрыва звезда, спокойно «дожигающая» остатки ядерного горючего, внезапно выходит из состояния гидростатического равновесия. В какой-то момент генерация энергии оказывается недостаточной, чтобы поддерживать температуру, необходимую для создания давления, сдерживающего вес вышележащих слоёв, и они начинают падать на ядро звезды, которое к этому времени имеет массу, сравнимую с массой Солнца, а размер — порядка размера Земли. Это ядро, в свою очередь, менее чем за секунду сжимается до размера порядка 10 километров. Его плотность достигает гигантских значений — одна чайная ложка такого вещества весит тысячи тонн. Ещё более важно, что при таких плотностях атомы железа переходят в совершенно новое, нейтронное, состояние. Ядро как будто бы внезапно застывает, «схватывается», подобно затвердевшему клею. Падающее на ядро вещество отскакивает от него и порождает мощную ударную волну, распространяющуюся наружу и раздувающую оболочку звезды, которая и видна нам как сверхновая.

Эта модель коллапса ядра и последующего взрыва звезды была построена в течение десятилетий кропотливой работы физиков и математиков, после того как Чандрасекар в 1939 году впервые предположил возможность подобного катастрофического сценария. И всё это не более чем развитие простой идеи гидростатического равновесия, которое, как мы считаем, определяет структуру Солнца. Ещё без малого пятьдесят лет после работ Чандрасекара описания процессов, приводящих к взрыву сверхновой, оставались чистой воды теоретическими спекуляциями. Даже когда астрономы научились наблюдать вспышки сверхновых в других галактиках, все их наблюдения сводились только к изучению видимого оптического излучения сбрасываемой оболочки и не позволяли непосредственно увидеть то, что происходит внутри звезды.