Нейтрино - призрачная частица атома

В результате внезапного и быстрого коллапса вещество звезды сжимается до такой степени, что ядра подходят друг к другу значительно ближе, чем в обычном веществе. Звезда становится белым карликом, состоящим из вырожденного вещества, плотность которого достигает сотен тонн в 1 см³. В процессе коллапса сильно сжимается и вещество во внешних областях, где еще имеются остатки исходного горючего звезды и даже водорода. Когда это горючее сжимается, его температура резко возрастает и мгновенно начинается термоядерная реакция. Так образуется сверхновая — звезда, которая за короткое время излучает энергию со скоростью, во много миллионов раз превышающей скорость излучения обычной звезды. В течение нескольких недель она может излучать энергию, как целая галактика обыкновенных звезд.

Не исключено, что гигантская катастрофа сверхновой играет важную роль во Вселенной. В настоящее время астрономы считают, что в молодости Вселенная состояла только из водорода. Более сложные атомы вплоть до железа медленно образовывались в центрах звезд. Каждая сверхновая благодаря огромному количеству мгновенно освобождаемой энергии могла бы образовать ядра более сложные, чем железо, а затем, взрываясь, рассеять все образовавшиеся атомы в пространство. Благодаря сверхновым, которые взрывались с начала образования Вселенной, вещество, распределенное между звездами, сравнительно богато тяжелыми атомами. Звезды, медленно образующиеся из этого межзвездного вещества (которое когда-то было веществом более ранних звезд), называются вторичными. Вторичные звезды сравнительно богаты тяжелыми атомами, хотя в результате процессов, происходящих в ядрах этих звезд, они не образуются. Такой вторичной звездой является наше Солнце, а Земля существует в своем теперешнем виде только потому, что составляющие ее атомы образовались когда-то в звездах, которые давным-давно взорвались, и если они еще и существуют, то только в виде белых карликов, затерянных в безграничных просторах Вселенной.

По относительной концентрации различных ядер во Вселенной астрономы пытаются понять, какие реакции протекают в центрах звезд на различных этапах, стараясь обосновать все еще не подтвержденную гипотезу эволюции звезд.

Появление сверхновой — довольно редкое явление. Подсчитано, что в любой галактике за тысячу лет появляется только три сверхновых. Полагают, что за последнюю тысячу лет в нашей галактике — Млечном Пути возникли три сверхновых звезды, причем последняя появилась в 1604 году, как раз перед изобретением телескопа.

В наши дни сверхновая может возникнуть в любой момент, и нам остается только надеяться, что к этому времени в области нейтринной астрономии ученые добьются определенных успехов.

После опубликования работ американских физиков Филиппа Моррисона и Хонг-Йи Цзу из Принстонского университета появилась надежда, что это время не за горами. В поисках новых ядерных взаимодействий, которые объяснили бы этапы звездной эволюции, они исследовали характер электрон-позитронного взаимодействия. Обычно такое взаимодействие приводит к образованию двух фотонов γ-лучей. Однако имеется небольшой шанс, что вместо γ-квантов образуются нейтрино и антинейтрино, т. е.

е^- + 'е⁺ → ν + 'ν.

В такой реакции выполняются все законы сохранения. Сохраняется электрический заряд (так как -1 + 1 = = 0 + 0), сохраняется и лептонное число (так как 1–1 = 1–1).

В обычных условиях образование нейтрино при электрон-позитронном взаимодействии чрезвычайно маловероятно. На каждую возникшую таким образом пару нейтрино-антинейтрино приходится по крайней мере 10²⁰ пар фотонов. Поэтому, казалось бы, этим источником нейтрино можно пренебречь.

В центре звезды условия совсем необычные. Когда в процессе эволюции центр звезды становится все горячее и горячее, условия становятся все менее и менее обычными.

Основываясь на теоретических соображениях, Моррисон и Цзу подсчитали, что при возрастании температуры количество пар нейтрино — антинейтрино, образующихся при электрон-позитронных взаимодействиях, становится все больше и больше. Кроме того, фотоны достаточно долго удерживаются в центре звезды, а нейтрино и антинейтрино за несколько секунд покидают звезду.

С помощью пар нейтрино — антинейтрино происходит утечка энергии из звезд, и чем старше звезда, тем больше эта утечка. К тому времени, когда температура ядра звезды достигает 600 000 000 °C, половина энергии ее излучается в виде нейтрино и антинейтрино. При температуре выше 600 000 000 °C звезду с полным основанием можно называть нейтринной.