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.
Ученые полагают, что нейтрино значительно приблизили гибель Sanduleak –69° 202. На углеродном этапе звездной эволюции, когда температура в ядре достигла 500 млн градусов, звезда испускала настолько высокоэнергетическое излучение, что оно привело к образованию электронно-позитронных пар (ведь, согласно эйнштейновскому уравнению E = mc2, энергия может превращаться в материю, и наоборот). Как правило, такие пары частица – античастица при столкновении аннигилируют, испуская гамма-лучи, но иногда в результате такого взаимодействия могут возникать пары нейтрино и антинейтрино. Поскольку нейтрино и антинейтрино редко взаимодействуют с окружающей материей, они должны ускользать из звезды, унося с собой часть энергии, которую звезда могла бы бросить на борьбу с гравитацией.
Более того, нейтрино могут играть важнейшую роль и при самом взрыве сверхновой. Когда железное ядро выгоревшей звезды достигает критической массы, примерно в 1,4 раза превышающей массу Солнца (это пороговое значение известно под названием «предел Чандрасекара», в честь индийского астрофизика, описавшего данный феномен), оно за доли секунды сжимается в миниатюрный шарик, имеющий всего лишь около 50 км в поперечнике. Экстремальные температуры способствуют обильному выделению энергии, в результате возникает еще больше пар нейтрино-антинейтрино. Эти частицы ускользают из ядра (на что у них уходит несколько долгих секунд, ведь плотность окружающего их вещества невероятно высока), унося с собой довольно много энергии. Тем временем свободные нейтроны, изобилующие в этой высокоэнергетической среде, сливаются с железными ядрами, в результате чего образуются еще более тяжелые элементы. Схлопывание прекращается, когда такой шар сравнивается по плотности с атомным ядром. В таком случае ядерные силы не позволяют протонам и нейтронам сколь-нибудь еще уплотниться. Фактически сжимающееся звездное ядро немного разбухает, сталкиваясь с устремляющимися к нему внешними оболочками и порождая мощную ударную волну. Но, согласно самым современным компьютерным моделям, эта взрывная волна быстро ослабевает.
Именно на этом этапе в игру вновь могут вступить нейтрино, которые словно приходят звезде на помощь. «Если даже ничтожная доля нейтрино, струящихся из звездного ядра, будет попадать в вещество непосредственно за гребнем останавливающейся ударной волной, подпитывая этот гребень своей энергией, то этого может быть достаточно, чтобы ударная волна снова пришла в движение», – объясняет Георг Раффельт, ученый из Института физики им. Макса Планка в Мюнхене. «Если бы не нейтрино, – подчеркивает он, – то вся звезда превратилась бы в черную дыру без каких-либо видимых фейерверков». Ожившая взрывная волна разносит во все стороны оставшиеся оболочки звезды. В результате тяжелые элементы до железа включительно и еще более тяжелые элементы, образующиеся при взрыве сверхновой, выбрасываются в космическое пространство. Часть такого обогащенного звездного вещества позже оказывается в составе звезд нового поколения и планет, которые их окружают. Эти атомы есть и в нашем теле. Кальций в наших костях, железо в нашей крови и кислород, которым мы дышим, – все это образовалось когда-то давно при взрывах сверхновых. Это же касается меди, из которой изготавливают проволоку, серебра, золота и платины, идущих на ювелирные украшения, галлия, используемого в электронике. Раффельт указывает: «Поскольку нейтрино играют важнейшую роль при звездных взрывах, мы обязаны этим частицам самим нашим существованием». Если бы не нейтрино, то Вселенная, возможно, была бы абсолютно пустой, неприглядной и совершенно непригодной для развития жизни.
Горстка нейтрино от взрыва сверхновой 1987А, которые нам удалось зафиксировать, вкупе с астрономическими наблюдениями послужила физикам-теоретикам отличным материалом для проведения масштабных и сложных моделирований на суперкомпьютерах. Задача этих моделей – продемонстрировать, как разрушается гигантская стареющая звезда, а ее ядро превращается в сверхплотный шарик из нейтронов (нейтронную звезду) или черную дыру. При этом внешние оболочки отслаиваются, образуя сияющее газопылевое облако. Сегодня, рассматривая один из снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», мы видим яркое кольцо и две словно переплетенные петли. Вероятно, это вещество, выброшенное звездой-прародительницей, а впоследствии подсвеченное ультрафиолетовым сиянием от взрыва сверхновой. Но в этой картинке недостает одной важнейшей детали. Учитывая примерную массу звезды-прародительницы, астрономы полагают, что ее ядро должно было превратиться в нейтронную звезду, но обнаружить эту звезду пока не удается. Возможно, эти звездные останки скрыты в облаке космической пыли.
