От чёрных облаков к чёрным дырам

В 1970 г. Дэвис с помощью детектора нейтрино, расположенного глубоко под землёй, осуществил эксперимент по детектированию нейтрино, приходящих ют Солнца. Результаты разочаровали теоретиков. Детектор не зарегистрировал того числа нейтрино от Солнца, которое предсказывается теорией ядерного синтеза. Была зарегистрирована всего лишь одна четверть от предсказанного числа нейтрино, и это расхождение достаточно серьёзно, чтобы вызывать беспокойство. Работает ли детектор должным образом? А может быть, теория не совсем правильна? Или наше понимание свойств нейтрино недостаточно?

Считается, что следующее поколение детекторов солнечных нейтрино будет использовать ядра галлия. Детектор, способный поглотить достаточное число солнечных нейтрино, должен содержать около 50 т галлия, стоимость которого (по ценам 1985 г.) составляет около 25 млн. долл. Чтобы осуществить такой эксперимент, необходимость которого для подтверждения справедливости современных астрофизических представлений о Солнце и других звёздах трудно переоценить, необходимо широкое международное сотрудничество.

Продолжают разрабатываться детали взрыва сверхновых, образования ударных волн и сброса оболочки. Описывающие эти процессы гидродинамические уравнения очень сложны. За их решение удалось взяться главным образом благодаря применению быстрых и эффективных ЭВМ. В ближайшие годы в этой области ожидается значительный прогресс.

Аналогично, эволюция менее массивных звёзд от красного гиганта к белому карлику ещё не до конца количественно разработана. И в этом случае изобретательное использование компьютеров для расчёта быстро меняющихся физических ситуаций поможет получить окончательный ответ.

Выяснение предела на массу стабильных нейтронных звёзд является ещё одной проблемой сегодняшних и будущих исследований, так как это связано с возможностью превращения звезды в чёрную дыру. Здесь приходится иметь дело с изучением ядерной материи при плотностях, в миллионы миллиардов раз превышающих плотность воды. Существуют ли другие формы сверхплотного вещества, которые могли бы поддержать звезду массой от 5 до 10М_☉ в конце её активной ядерной фазы жизни?

Расчёты звёздной эволюции и нуклеосинтеза приводят к оценкам того, каков возраст наблюдаемых звёздных систем. Например, мы уже видели, что большую часть своей активной жизни звезда проводит на главной последовательности. Поэтому система звёзд, завершивших своё пребывание на главной последовательности и перешедшая в область гигантов, должна быть достаточно старой. Примерами таких систем являются шаровые скопления (см. рис. 49). Зная статистику жизни этих звёзд и скорость, с которой протекают процессы термоядерного синтеза на главной последовательности, можно оценить возраст шаровых скоплений. Самые сдержанные оценки этого возраста составляют около 12 млрд. лет, хотя не исключены и значения порядка 18 млрд. лет.

Ещё одно «окно в вечность» для хронологии звёздных событий связано с радиоактивным распадом элементов, образованных в быстром процессе нуклеосинтеза (коротко упомянутом в гл. 7). Например, торий ²³²Th распадается за время 20 млрд. лет, в то время как изотопы урана ²³⁸U и ²³⁵U распадаются за время 6,51 и 1,03 млрд. лет соответственно. Таким образом, отношение распространенностей этих элементов ²³²Th/²³⁸U и ²³⁵U/²³⁸U в метеоритах может дать оценку времени, когда эти элементы впервые образовались в звёздах. Распад рения ¹⁸⁷Re в осмий ¹⁸⁷Os является другим примером радиоактивного распада с большим временем жизни. И здесь оценки времени существования звёзд оказываются порядка 18—20 млрд. лет.

Такой большой возраст ставит проблему перед космологами, занимающимися изучением структуры и эволюции Вселенной как целого. В принятой сейчас картине происхождения Вселенной считается, что она возникла в результате гигантского взрыва, так называемого Большого взрыва. Оценки времени, прошедшего с момента Большого взрыва, зависят от измерений того, насколько быстро расширяется Вселенная сейчас. Наибольший интервал времени, который можно получить из современных наблюдений, составляет 16,5 млрд. лет. Всякая наблюдательная или теоретическая неопределённость в оценке этого числа, называемого обычно «возрастом Вселенной», имеет тенденцию понижать его до значений вплоть до 8—10 млрд. лет. Очевидно, что возраст звёзд слишком велик, чтобы его можно было совместить с возрастом Вселенной. Необходима значительная работа как в космологии, так и в изучении звёздной эволюции, чтобы устранить это расхождение.