|
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<sup>-</sup> + 'е<sup>+</sup> → 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 10<sup>20 </sup>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. Такие звезды близки к последней стадии сжатия сверхновой, причем излучение нейтрино, по-видимому, способствует этому коллапсу. Когда температура достигает предельного значения 6 000 000 000 °C и в центре звезды образуется ядро из атомов железа, не способное больше производить ядерную энергию, нейтрино образуется в таком количестве, что звезда начинает катастрофически быстро терять свою энергию. Цзу подсчитал, что при такой температуре нейтрино могут унести все внутренние запасы энергии звезды в течение одного дня. Но внутренние запасы энергии звезды препятствуют ее сжатию под действием собственного гигантского гравитационного поля. Поэтому, как только все внутренние запасы энергии перейдут в нейтринное излучение, звезде остается только сжаться, и тогда возникает сверхновая. |
