Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

Убедительные доказательства этой третьей возможности были представлены в 1998 г. командой японских и американских физиков, что впоследствии стало широко известно под названием эксперимента Супер-Камиоканде. Подтверждение удалось извлечь из данных, полученных в течение первых двух лет проведения этой масштабной работы стоимостью 100 миллионов долларов, в которой использовалась полость, вырубленная под Японскими Альпами, облицованная нержавеющей сталью. Резервуар был заполнен 45 000 тонн сверхчистой воды и оборудован 13 000 оптических датчиков. (Эти датчики сами не генерировали световой сигнал, а регистрировали вспышку света, испускаемую единичным атомом.) Короче говоря, удалось обнаружить, как за время прохождения сквозь Землю мюонные нейтрино могут на какое-то время исчезать, а затем снова появляться. Было также установлено: масса нейтрино не равна нулю, и те из них, что возникли во время Большого взрыва, могут составлять заметную долю массы Вселенной. Эти результаты вызвали серьезный переполох в фундаментальной физике.

Что же касается солнечных нейтрино, проходимое ими расстояние (от Солнца до Земли) изменяется недостаточно для использования измерений, сделанных в рамках японской программы. Более перспективным способом доказательства того, что электронные нейтрино, возникшие на Солнце, переходят в состояние мюонных или тау-нейтрино, как стало ясно, является прямое наблюдение последних. За это взялась исследовательская группа, усилиями которой нейтринная обсерватория была построена в шахте неподалеку от Садбери (Онтарио, Канада). На глубине более двух километров в акриловой емкости, окруженной экраном из обычной воды и более чем 9500 светочувствительными фотоумножителями, содержится 1000 тонн тяжелой воды (D2O). Дороговизна астрономии складывается не только из телескопов и космических аппаратов.

Есть и другие нейтринные обсерватории – как уже построенные, так и запланированные. В 2006 г. было заявлено о постройке американской обсерватории в Антарктике на глубине нескольких километров подо льдом, ей уже дали название IceCube («Ледяной куб»). Другая обсерватория, задуманная консорциумом европейских ученых, – близнец обсерватории «Ледяной куб», – будет установлена на дне моря, в самой глубокой части Средиземноморья. Ее название несет информацию о ее размерах: «Километр в кубе»15. Стоимость обсерватории – около 265 миллионов долларов – незначительная проблема по сравнению с устранением ожидаемых помех, источником которых могут стать светящиеся ракообразные.

Планы – планами, но уже в 2001 г., а затем еще раз в 2002 г. было заявлено о результатах, полученных обсерваторией Садбери. Удалось зарегистрировать нейтрино неэлектронного типа, прямо доказывающие, что эти частицы действительно могут менять свою разновидность. Теория вещества, используемая в старых вычислениях, оказалась неполной, что имело огромное значение не только для астрофизиков, но и для физиков. К великому удовлетворению большинства астрономов, «стандартная солнечная модель», судя по всему, благополучно выжила за счет небольшой поправки, связанной с переименованием частиц. Когда количество мюонных и тау-нейтрино прибавили к количеству электронных нейтрино, то их общее число оказалось более или менее таким же, как предсказанное моделью. В первые годы нового тысячелетия удалось сделать все для возвращения на сцену нейтринной астрономии, нацеленной на изучение процессов, происходящих глубоко внутри солнечного ядра.

ЭВОЛЮЦИОНИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ И ДИАГРАММА ГР

Работы Вайцзеккера и Бете, посвященные ядерным реакциям CNO-цикла, а также работы Гамова, Хойла и других специалистов по нуклеосинтезу, которые будут рассмотрены в следующей главе, имели явное отношение к более широкой проблеме звездной эволюции, однако еще до того, как появился этот материал, Бенгт Стрёмгрен добился существенных успехов в интерпретации диаграммы ГР. Мы хотели бы напомнить об общепринятом исходном положении (разделяемом Расселом и отвергаемом Эддингтоном), согласно которому звезды-гиганты считались моложе карликов. Основываясь на этом положении, Трюмплер из Ликской обсерватории вычислил возраст звездных скоплений. (Если звезды в скоплении формировались в одно и то же время, то возраст скопления, предположительно, должен возрастать пропорционально количеству находящихся в нем карликов.) В итоге это общепринятое положение отставили в сторону в результате исследований молодого Стрёмгрена, проведенных им в 1932 и 1933 гг. Как мы уже видели, он утверждал, будто водород был преобладающим элементом не только во внешних слоях звезд, но и внутри них. Сделав довольно общее, но весьма убедительное предположение о расходовании в процессе выработки энергии звездами своего водорода, он показал, что место звезды на диаграмме ГР будет определяться ее массой и долей водорода в ее составе. Согласно его результатам, после того как звезда исчерпает запас водорода, она покинет главную последовательность и начнет двигаться под прямым углом к линиям постоянного относительного содержания водорода в сторону красных гигантов на современной стандартной диаграмме. Он не рассматривал в деталях круговорот веществ внутри звезд, но предположил, что время жизни Вселенной не столь велико для существенного уменьшения их массы, поэтому траектории эволюции на диаграмме, по его мнению, должны соответствовать линиям одинаковой массы. Звезда, пришел он к заключению, расширяется по мере уменьшения водорода в ее составе.

Вскоре Стрёмгрена, а вместе с ним и Субраманьяна Чандрасекара рекрутировал в Йерксскую обсерваторию Чикагского университета ее недавно назначенный новый директор Отто Струве (это приглашение носило временный характер, и в 1938 г. Стрёмгрен вернулся в Данию). Учитывая, что недавно в эту же обсерваторию приняли Джерарда Койпера, Йеркс практически мгновенно стал ведущим центром в обсуждаемой области исследований. Во главе с Койпером они пересмотрели работу Трюмплера по скоплениям и показали следующее: в то время как звезды главной последовательности в скоплениях четко группируются в нижней части диаграммы, звезды высокой светимости очень сильно от нее отклоняются. Казалось, чем больше у звезды водорода, тем дольше она может цепляться за главную последовательность. В то время еще недоставало данных, касающихся физики звездной энергии, поэтому Койпер и его коллеги не имели возможности на них опираться, но описательный анализ Койпера, опубликованный в 1937 г., оказался сам по себе увлекательным и перспективным, и прежнее предположение о том, что гиганты моложе карликов, стало оспариваться с более широких позиций.

До того как Стрёмгрен вернулся в Данию в 1938 г., он вместе с Чандрасекаром принял участие в вашингтонской конференции по звездной энергии, организованной Джорджем Гамовым и Эдуардом Теллером. Последняя работа Вайцзеккера по механизмам синтеза была уже известна, и присутствовавший там Ханс Бете представил свои собственные взгляды, касающиеся CNO-цикла. Энтузиазм Гамова оказался заразительным и чрезвычайно полезным в объединении усилий астрономов и физиков для решения этих проблем. Он продолжал направлять свою энергию на создание новых моделей, и именно в этот период он предложил явление, названное им «оболочкой горения», синтез водорода в оболочке, непосредственно прилегающей к насыщенному гелием звездному ядру, после того как весь водород в ядре будет исчерпан. Он пытался использовать несколько других гипотез, имеющих отношение к белым карликам, вне зависимости от того, становятся они таковыми или нет (как полагал Чандрасекар) на заключительной стадии звездной эволюции, но наткнулся на слишком большое количество препятствий, в том числе на настойчивые уверения Койпера, что белые карлики еще сохраняют какое-то количество водорода, достаточное для горения. Однако Эрнст Эпик увлекся идеей Гамова об оболочке горения и нашел ей приложение в объяснении природы красных гигантов. Используя некоторые идеи Роберта Аткинсона о выработке энергии, Эпик объяснил разницу между гигантами и карликами с точки зрения их дальнейшего расслоения после того, как выгорит водородное ядро.

По окончании Гарвардского периода Эпик вернулся в Тарту в качестве директора тамошней обсерватории и, к своему сожалению, обнаружил, что ему сложно общаться с коллегами на тему, связанную с областью его исследований. Предстоящие военные годы только усугубили проблему, хотя и не положили конец