Проклятые вопросы

НОВАЯ СВЕРХНОВАЯ

23 февраля 1987 года произошло событие, которое давно и тщетно поджидали учёные. В 10 часов 33 минуты по международному времени, совпадающему по традиции со временем на меридиане Гринвичской обсерватории в Англии, канадский астроном Ян Шелтон открыл новую звезду. Он работал в это время в обсерватории Лас-Компанас в Чили, где находится Южная станция университета канадского города Торонто.

Свечение новой звезды увеличивалось так быстро, что стало ясно: это не простая звезда. Скорее всего, она относится к сверхновым звёздам. Такое наименование утвердилось за звёздами, блеск которых в сто тысяч раз превосходит блеск рядовых новых звёзд.

Уже 27 февраля новую сверхновую можно было видеть невооружённым глазом. Она светилась на фоне туманности, известной под названием Большое Магелланово Облако. Затем она продолжала разгораться, но медленнее. Тем не менее к середине апреля достигла блеска звёзд 4-й величины.

Сверхновая, открытая Шелтоном, была зарегистрирована астрономами под названием СН 1987А. Буква «А» свидетельствовала, что это первая сверхновая, обнаруженная в 1987 году.

Позже Шелтон просмотрел все изображения Большого Магелланова Облака, полученные им 23 февраля 1987 года ночью между 1 часом 23 минутами и 2 часами 22 минутами. На этих снимках ещё не было сверхновой СН 1987А. Значит, её «оптическое рождение» произошло ближе к утру. Но не позже 10 часов 33 минут, когда её увидел Шелтон.

Учёные многих стран обменивались телеграммами и телефонными междометиями по поводу сенсационного открытия.

Это была первая почти за четыре сотни лет сверхновая звезда, которую можно было видеть невооружённым глазом.

Последняя сверхновая, видимая невооружённым глазом, воссияла в 1604 году. Она была столь яркой, что её видели даже днём. Но в то время астрономы не имели ни телескопов, ни других приборов, необходимых для исследования процессов, ответственных за появление этих недолговечных звёзд. Позже астрофизики установили, что она вспыхнула в пределах нашей Галактики, то есть недалеко (по астрономическим меркам).

Затем, в результате изучения записей древних астрономов и летописцев, удалось установить, что люди на протяжении двух тысячелетий были свидетелями шести таких необычных событий. Каждый раз яркая звезда, внезапно вспыхнув, затем постепенно угасала. В те времена считалось, что эти звёзды исчезают насовсем.

Но в наши дни наблюдения при помощи оптических телескопов, радиотелескопов и других приборов, расположенных на поверхности Земли, под нею и в космосе, отмели это неверное мнение. Новая техника наблюдения показала, что сверхновые, известные нам по старинным записям, превратились в туманности, излучающие потоки радиоволн. Причём внутри многих из них обнаружены пульсары — быстро вращающиеся звёзды, обладающие сильным магнитным полем и состоящие преимущественно из нейтронов. Их диаметр около десяти километров, он ничтожно мал по сравнению с диаметрами обычных звёзд.

Развитие астрономии, обеспеченное созданием больших телескопов, привело к открытию многих сверхновых. Но все они вспыхивали далеко за пределами нашей Галактики, в других галактиках, и, конечно, были невидимы без крупных телескопов. Эти наблюдения показали, что в «обычной» галактике сверхновые вспыхивают каждые 10–30 лет.

Почему же люди редко видят сверхновые? Ведь наша Галактика не может быть исключением.

Оказывается, сверхновые звёзды обычно вспыхивают вблизи центров галактик. А область вблизи центра нашей Галактики скрыта непрозрачными облаками холодной пыли. Вот почему наблюдаемые вспышки сверхновых в нашей Галактике редки.

Сверхновая, открытая Шелтоном, как мы уже говорили, вспыхнула не в нашей Галактике, но «сравнительно недалеко» — в ближайшей к нам галактике, в Большом Магеллановом Облаке. Свет от неё идёт к нам «всего» 163 000 лет. Поэтому она и видна невооружённым глазом. Астрономы при помощи всех телескопов Южного полушария Земли, начиная с февраля 1987 года, пристально наблюдают за её изменениями.

Последующие оптические наблюдения за сверхновой СН 1987А показали: в её спектрах видны спектральные линии водорода. Сверхновые, в спектрах которых обнаружены эти спектральные линии, относят к классу II, в отличие от класса I, где эти спектральные линии отсутствуют.

Спектральные линии водорода, наблюдаемые в спектрах сверхновых класса II, сдвинуты в фиолетовую сторону. А это значит, что светящиеся части её оболочки приближаются к нам. Это и служит причиной сдвига спектральных линий. Измерение этого сдвига для СН 1987А на первых этапах наблюдения показало, что оболочка расширяется со скоростью 17 000 километров в секунду!

Так началось изучение неизвестных ранее процессов и механизмов, управляющих жизнью сверхновых звёзд.

Прежде чем продолжить рассказ о судьбе редкой небесной гостьи, необходимо пояснить, чем сверхновые отличаются от новых звёзд. Различие предопределено разной сутью происходящих в звёздах процессах. Новыми называют звезды, ранеё невидимые из-за удаленности, но потом вдруг увеличившие свою яркость. Она внезапно возрастает чуть ли не в сто раз. Поэтому их и смогли «засечь» телескопы. Увеличение яркости — результат процессов, родственных вспышкам, наблюдаемым на Солнце. Причина — быстрое изменение структуры магнитного поля звезды, временное увеличение интенсивности термоядерных реакций, обеспечивающих длительное свечение звёзд, или некоторые другие процессы, охватывающие лишь внешние части звезды.

Сверхновые возникают при катастрофических сжатиях — коллапсах массивных звёзд. При этом выделяется огромная энергия. Она порождает яркое свечение. Одновременно ядра лёгких атомов превращаются в звезде в ядра тяжёлых атомов. При этом протекают столь важные процессы, что они-то и стали предметом пристального внимания учёных.

Именно надежда понять механизм возгорания сверхновых звёзд приковала внимание к вспышке СН 1987А. Потому-то её так ждали.

У этого ожидания были серьёзные основания. Ещё в 1965 году советские учёные Я. Б. Зельдович и О.К. Гусейнов сделали удивительное предсказание. Созданная ими изящная теория высветила невиданную ранее космическую картину. Важнейшую роль в теории играет гравитационный коллапс и таинственные нейтрино. О них-то и пойдёт речь дальше.

НЕЙТРИНО

Нейтрино впервые появилось в мыслях физика-теоретика, знаменитого В. Паули, ещё в 1930 году. К этому времени физики-экспериментаторы, проводя опыты с радиоактивными веществами, выделяющими электроны, постоянно приходили к противоречию с законом сохранения энергии и законом сохранения движения. Паули рискнул утверждать, что здесь нет противоречия. Вернее, можно избежать противоречия, признав, что в этих опытах, кроме электронов, выделяются частицы, не обнаруживаемые приборами! Он даже прикинул, какими свойствами обладают такие частицы. Они не имеют электрического заряда. Их масса очень мала, меньше чем одна сотая массы протона.

Учёные сначала отнеслись с недоверием к гипотезе Паули. Надо ли, говорили некоторые из них, придумывать новую частицу, свойства которой таковы, что её невозможно обнаружить? Надо, считали другие. Надо потому, что без неё невозможно понять, каким образом объяснить эти опыты, не привлекая ещё более невероятного допущения: нарушения законов сохранения энергии и движения.

Так думал и итальянец Э. Ферми. В 1932 году он предложил дать неуловимой частице имя «нейтрино». «Ино» — уменьшительное от нейтрон. Нейтрон — нейтральная (не имеющая электрического заряда) частица, с массой, близкой к массе протона, открытая в том же 1932 году англичанином Д. Чэдвиком. Нейтрино — маленький нейтрончик.

Сегодня нейтрино уже не сюрприз в науке, и можно было бы о них не вспоминать, если бы они не играли одну из главных ролей в повести о сверхновых.

Ещё через два года Ферми опубликовал последовательную теорию бета-распада, процесса, при котором радиоактивное ядро испускает электрон и нейтрино. Эта теория приобретает особенно простой вид, если предположить, что нейтрино не может находиться в покое, а всегда движется со скоростью света. Но этим удивительное прозрение Ферми не кончалось.

Суть теории Ферми в том, что внутри ядра протон может превращаться в три частицы: нейтрон, позитрон (положительно заряженный родственник электрона, его можно было бы назвать антиэлектроном) и нейтрино. В свою очередь нейтрон может внутри ядра превращаться в протон, электрон и антинейтрино.

Постепенно такой вариант теории стал общепризнанным, и во всех учебниках говорилось о том, что масса покоя нейтрино и антинейтрино равна нулю.

В 1936 году советский физик А. И. Лейпунский в тонких экспериментах обнаружил движение атомных ядер при испускании электрона и антинейтрино. Это движение подобно движению ружья при отдаче во время выстрела. Но ружьё испытывает толчок точно по направлению, противоположному направлению движения пули. Ядро же испытывает толчок в направлении, вовсе не противоположном улетающему электрону. Примирить результаты этого опыта с законами сохранения вещества можно было только в том случае, если признать справедливость теории бета-распада, признать, что в таких процессах принимают участие антинейтрино.

Однако фантастичным и нереальным это выглядит только для непосвящённых. Интенсивные потоки антинейтрино сегодня выделяются атомными реакторами. Этим и воспользовались американские физики Ф. Райнес и К. Коуэн, в 1953–1956 годах изучая обратный бета-распад, при котором антинейтрино объединяется с протоном, образуя позитрон и нейтрон.

В 1946 году Б. Понтекорво, итальянский физик, переехавший жить и работать в СССР, придумал реакцию, способную выяснить: являются ли нейтрино и антинейтрино различными частицами, или они тождественны? В этой реакции нейтрино, взаимодействуя с ядром атома хлора-37, должно превращать его в ядро аргона-37. При этом обязан выделяться позитрон.

В 1955–1956 годах американец Р. Девис по-своему реализовал идею Понтекорво. Он облучил четырёххлористый углерод потоком антинейтрино от атомного реактора. Если нейтрино и антинейтрино тождественны, то приборы должны были обнаружить рождение электронов. Но их не было. Значило ли это, что нейтрино и антинейтрино не тождественны между собой?

Чтобы понять тревожившие учёных сомнения, нам придётся отойти ещё на десятилетие назад, когда английский астроном, друг Эйнштейна А. С. Эддингтон, установил, что длительное существование звёзд, в том числе и Солнца, возможно только при условии равенства между энергией, выделяющейся в их недрах, и энергией, излучаемой поверхностью. Для «спокойной жизни» звезды у неё должно быть как бы ровное «дыхание». Первоначально предполагалось, что источником энергии звезды является сила тяжести, постепенно сжимающей звезду. Но расчёты показали, что сжатие звезды, ведущее к выделению энергии, не способно поддерживать существование звёзд в течение длительного времени. Недостаточно для этого и хорошо изученного распада ядер радиоактивных атомов.

В 1920 году Эддингтон предположил, что источником энергии является термоядерный синтез, при котором происходит превращение ядер лёгких элементов в ядра более тяжёлых элементов. Простейшей реакцией такого рода является объединение четырёх протонов в ядро гелия. Но это были лишь домыслы и предположения. Они в то время не подтверждались ни более детальной теорией, ни экспериментом.

Загадка тревожила астрофизиков до 1938 года, когда немецкий физик П. Бете путём строгого анализа показал, что источником энергии, способным поддерживать свечение звёзд в течение миллиардов лет, действительно может являться ядерная реакция, в ходе которой четыре протона в конечном итоге образуют ядро гелия. Затем он установил, что такое же слияние может осуществиться не непосредственно, а с участием ядер углерода и азота.

Энергия, выделяемая в этих реакциях, огромна, она эквивалентна ежесекундному уменьшению массы Солнца приблизительно на четыре миллиона тонн! Интересно отметить, что при этом удельное выделение энергии, то есть выделение энергии на один грамм массы Солнца равно всего двум эргам в секунду. Это много меньше удельного выделения энергии в процессе обмена веществ в живом организме.

Учёным было важно убедиться, что в ходе этих реакций при образовании каждого ядра гелия возникает по два нейтрино. Это открывает возможность непосредственной проверки правильности теории Бете. Такое утверждение может показаться странным тем, кто знает, что поток нейтрино способен пройти сквозь толщу земного шара или Солнца, практически не уменьшаясь по интенсивности. Взаимодействие нейтрино с остальным веществом столь мало, что только одна из 1011 частиц останавливается или отклоняется на пути от центра Солнца к его поверхности (1011 значит, что после единицы стоит одиннадцать нулей, иначе говоря — сто миллиардов). Именно поэтому нейтрино возникло как «ненаблюдаемый» участник бета-распада.

Так считалось до развития современной атомной технологии. Мы уже знаем, что Понтекорво предложил реакцию для обнаружения нейтрино. Из этого предложения родилась нейтринная астрономия. В 1964 году Девис, о котором мы уже говорили, решил использовать реакцию Понтекорво для ловли нейтрино, рождающихся в недрах Солнца. Расчёт показал ему, что нейтрино уносят около трёх процентов полной энергии, излучаемой Солнцем. Их так много, что через каждый квадратный сантиметр поверхности Земли ежесекундно проходит около ста миллиардов этих частиц. Но можно ли обнаружить хоть одну из них, если такое же количество нейтрино уменьшается лишь на единицу на огромном пути от центра Солнца к его поверхности?

Несмотря на очевидную сложность задачи, Девис решился. Под его руководством в шахте на глубине около 1600 метров был установлен детектор нейтрино. В современной науке трудится бесчисленное множество детекторов самых разных назначений и самых разных объёмов и размеров. Тот, о котором идёт речь сейчас, — детектор нейтрино — гигант. Это бак объёмом около 380 кубических метров, заполненный четырёххлористым углеродом, жидкостью, часто применяемой для чистки одежды. Бак помещается внутри ещё более крупного бака. Пространство между ними заполнено водой. Её назначение — поглотить те нейтроны и протоны, которые могут возникать из космических частиц (мюонов), проникающих через толщу скал, или в ходе распада небольших количеств радиоактивных примесей, содержащихся в скальном грунте.

Детектор в течение нескольких месяцев подвергался действию солнечных нейтрино, те превращали часть атомов хлора-37 в атомы аргона-37. Затем вновь рождённые атомы отделялись от жидкости.

Дальнейшим этапом было наблюдение радиоактивного распада ядер аргона-37, при котором выделяются электроны, — это и есть бета-распад.

Оценки показали, что вероятность захвата солнечных нейтрино с образованием ядра аргона-37 в огромном детекторе столь мала, что один захват может происходить только раз в шесть дней. За три месяца можно было ожидать пятнадцать таких захватов. В свою очередь половина образовавшихся ядер аргона-37 лишь в течение 35 суток выделит по одному электрону и снова превратится в ядра хлора-37.

Заключительная стадия (индикация электронов, возникающих при распадах ядер аргона-37) не вызывала затруднений, так как детекторы таких электронов уже достигли довольно высокого совершенства.

Здесь нет места рассказу о трудоёмких проверках эффективности детектора нейтрино, об оценках возможных помех и о новых расчётах величины потока нейтрино, испускаемых Солнцем. Скажем только, что первые результаты опытов были обескураживающими. Удалось зафиксировать лишь десятую часть от того количества нейтрино, которое должно было бы возникнуть в ходе углеродо-азотного цикла горения водорода. И лишь половину от того количества, которое могло бы возникнуть при непосредственном синтезе гелия из протонов. Как это понять? Какие выводы очевидны?

Попытки объяснить этот результат привели к возникновению новых гипотез. Например, Понтекорво и В.Н. Грибов предположили, что почти половина нейтрино, рождающихся в недрах Солнца (электронные нейтрино), может на пути из недр Солнца к детектору превращаться в нейтрино другого типа — мюонные нейтрино, а детектор Девиса не способен их обнаружить.

Нам интересно знать, как и почему обыкновенная звезда становится сверхновой, какие процессы превращают её в очаг ярчайшего излучения. Поэтому, ознакомившись с нейтрино и с возникновением нейтринной астрономии, уясним суть такого явления, как гравитационный коллапс звёзд.

Повторим, что длительное свечение звёзд обеспечивается энергией, возникающей за счёт термоядерных реакций, происходящих в их недрах. Помните, мы говорили о «горении» протонов, о превращении протонов в ядра гелия? Именно это обеспечивает наиболее длительную часть эволюции нормальных звёзд.

Когда значительная часть протонов исчерпана, выделение термоядерной энергии уменьшается. И внутреннее давление в звезде уже не способно уравновесить гравитационные силы, стремящиеся сжать звезду. При сжатии радиус звезды стремительно уменьшается, а гравитационная энергия переходит в тепловую.

Когда температура в центре звезды увеличивается с двадцати до двухсот миллионов градусов, начинается новый цикл термоядерных реакций. Результатом этого цикла является превращение трёх ядер гелия в одно ядро углерода, что тоже сопровождается выделением большого количества энергии и на время останавливает сжатие звезды. После исчерпания гелия равновесие звезды вновь нарушается, её радиус быстро уменьшается, а температура ещё более увеличивается за счёт превращения гравитационной энергии в тепловую. При этом включается новая термоядерная реакция, вновь обеспечивающая выделение энергии, и звезда опять приходит в стационарное состояние. Так происходит несколько раз в зависимости от исходной массы звезды.

Если масса звезды меньше или равна массе Солнца, то её гравитационной энергии недостаточно, чтобы обеспечить увеличение температуры, необходимой для начала одного из очередных циклов термоядерной реакции. При этом звезда превращается в белого карлика. Температура карлика постепенно уменьшается. Это неизбежно, и её падение происходит по мере исчерпания энергии радиоактивных превращений. Идёт также медленное выделение гравитационной энергии при постепенном сжатии звезды.

Если же масса звезды превосходит 1,2 массы Солнца, то её ждёт иная судьба. Одна за другой последовательно включаются новые термоядерные реакции. Каждая из них начинается после того, как очередная стадия сжатия увеличивает температуру ядра звезды до порога, за которым начинается эта реакция. Затем следует новая спокойная стадия — сгорают наиболее лёгкие из оставшихся ядер. В качестве «золы» при этом горении возникают более тяжёлые ядра. Так рождаются гелий при горении водорода и углерод при горении гелия.

Каждая спокойная стадия завершается исчерпанием «золы», возникшей на предыдущей стадии. При этом прекращается выделение энергии, необходимой для поддержания гравитационного равновесия звезды. Начинается новая стадия сжатия. Она сопровождается быстрым нагревом звезды, превращением новой порции гравитационной энергии в тепловую и включением следующего цикла термоядерных реакций.

Когда большая часть вещества звезды превращается в ядра железа (наиболее устойчивые из ядер), эти процессы заканчиваются. Ядра железа не способны превращаться в ядра более тяжёлых элементов без затраты энергии, поступающей извне. Поэтому невозможно термоядерное горение ядер железа с выделением энергии.

Теперь равновесие между выделением термоядерной энергии и гравитационными силами нарушается в последний раз. Звезда начинает катастрофически сжиматься. Скорость сжатия близка к скорости свободного падения и увеличивается по мере уменьшения радиуса звезды, несмотря на увеличение плотности и температуры внутренних частей звезды. Именно такое катастрофическое сжатие называют гравитационным коллапсом.

В ходе гравитационного коллапса гравитационная энергия стремительно переходит в тепловую. Температура звезды увеличивается. Но повышение температуры не может вызвать горения ядер железа, образовавшихся в процессах термоядерного синтеза. Вместо этого они вновь распадаются, превращаясь в конце концов в протоны и нейтроны. Процессы расщепления ядер железа и других ядер, возникающих в ходе термоядерного синтеза, идут с поглощением энергии. При этом коллапс всё более ускоряется. Ведь поглощение энергии расщепляющимися ядрами препятствует увеличению температуры и давления в коллапсирующем ядре звезды. В заключительной стадии процесса протоны превращаются в нейтроны. Такая реакция идёт с поглощением энергии. Этот процесс назван нейтронизацией. Он сопровождается рождением нейтрино. Нейтрино, покидая ядро коллапсирующей звезды, уносят с собой энергию, что тоже замедляет рост давления и температуры, а это в свою очередь ускоряет коллапс. Что это — конец или начало новой жизни звезды?

Дальнейшая судьба звезды зависит от её первоначальной массы. Если она не превышает двух масс Солнца, то сжатие звезды прекратится, когда её радиус достигнет приблизительно десяти километров. При этом температура поднимется до 1011 градусов. Всё вещество звезды превращается в нейтроны с незначительной примесью протонов и ядер других элементов. Звезда становится огромной каплей нейтронной жидкости, окружённой тонкой коркой, состоящей главным образом из ядер железа.

Возможность существования таких нейтронных звёзд предсказал замечательный советский физик, академик Л. Д. Ландау в 1932 году вскоре после открытия нейтрона.

После того как в 1967 году Э. Хьюиш при помощи радиотелескопа открыл пульсары — источники импульсов радиоволн, возникающих с чрезвычайно высокой точностью повторения, учёные установили, что пульсары являются быстро вращающимися нейтронными звёздами.

Читатель спросит: а если масса звезды была больше удвоенной массы Солнца? Что тогда?

Если первоначальная масса звезды превосходит две массы Солнца, то даже внутреннее давление нейтронной жидкости не сможет уравновесить действие гравитационных сил. Сжатие звезды будет продолжаться, и она превратится в объект, о котором учёные узнали не так давно и который до сих пор поражает воображение. Это — чёрная дыра.

Существование чёрных дыр по существу не сюрприз, оно следует из Общей теории относительности. Эти, во многом ещё таинственные образования (так же, как нейтронные звёзды), заслуживают отдельного рассказа.

Это один из самых замысловатых и таинственных экспериментов Природы, и, возможно, роль их более значительна (в общении двух миров, в их взаимосвязи: космоса и микромира), чем мы сегодня себе представляем. Надо сказать, что звезда участвует в гравитационном сжатии не как единое целое.

Ему подвластны только внутренние части звезды. При этом звезда распадается на две части — сжимающееся ядро и отстающая от него оболочка. Когда при смене одной термоядерной реакции на другую гравитационные силы разогревают сжимающееся ядро, а его излучение раскаляет оболочку, эта оболочка расширяется. При этом яркость звезды возрастает. Так возникают сравнительно недолговечные «новые» звёзды.

В этот момент наш рассказ обретает свой кульминационный смысл: он должен прояснить, чем же отличаются новые звёзды от поразивших человеческое воображение сверхновых звёзд.

Когда вещество звезды после прохождения ряда циклов термоядерных реакций почти полностью превратится в ядра железа, выделение термоядерной энергии быстро уменьшается. Внутреннее давление звезды уже не сможет противостоять силе гравитации, сжимающей ядро звезды. Начнётся заключительный этап её активной жизни — гравитационный коллапс.

Гравитационный коллапс быстротечен. Он длится от одной до сотни секунд. Столь же быстро выделяется гравитационная энергия, нагревающая сжимающееся ядро звезды. Давление света, излучаемого раскалённым ядром, вызывает стремительное расширение оболочки звезды. Яркость её чрезвычайно сильно возрастает. Вот так и возникает сверхновая звезда — она становится видной с Земли. Так появилась и СН 1987А.

Теперь мы можем возвратиться к предсказанию Зельдовича и Гусейнова. Они рассмотрели процессы, сопровождающие гравитационный коллапс массивных звёзд. Изучили процессы, приводящие к преобразованию подавляющей части их вещества в нейтроны. Они пришли к заключению, что эти процессы приводят также к рождению огромного количества нейтрино и антинейтрино, разлетающихся в окружающее пространство.

Подсчёт показал, что в ходе коллапса звезды, масса которой вдвое превосходит массу Солнца, рождается около 1060 этих частиц. Энергия каждой из них очень мала, но все вместе они уносят около десятой части энергии, эквивалентной полной массе коллапсирующего ядра.

Зельдович был убеждён, что регистрация этих нейтрино и антинейтрино дала бы в руки учёных средство проверки правильности теории коллапса массивных звёзд. Он считал это важнейшей задачей зарождающейся нейтринной астрономии.

В том же 1965 году, когда Зельдович и Гусейнов сделали своё предсказание, Г. Т. Зацепин и Г. В. Домогацких предложили способ обнаружения антинейтрино, рождающихся при коллапсе звёзд. Они поняли, что антинейтрино, родственное электрону, может взаимодействовать с протоном так, что при этом возникает нейтрон и позитрон (антиэлектрон, отличающийся от электрона положительным зарядом). Для наблюдения позитронов они предложили применить сцинтиллятор — прибор, в котором жидкость реагирует короткой вспышкой света на пролетающий сквозь неё электрон или позитрон. По их мысли эта вспышка станет сигналом о том, что через жидкость прошло антинейтрино, родившее позитрон. Для того чтобы отличить это событие от вспышек, вызванных электронами и позитронами, возникшими другими путями, Зацепин и Домогацких предложили учесть ещё одну реакцию. Они отметили, что нейтрон, порождённый взаимодействием антинейтрино с протоном, тоже может быть обнаружен. Этот нейтрон, встретившись с ещё одним протоном, содержащимся в сцинтилляторе, образует дейтон (ядро дейтерия, тяжёлого изотопа водорода). При этом возникает гамма-квант, который может быть зарегистрирован. Одновременная регистрация позитрона и гамма-кванта повышает вероятность того, что детектор зафиксировал антинейтрино, а не сработал в результате какой— либо помехи.

Тогда же Зацепин предложил применить такой детектор для определения массы нейтрино.

Оценки, однако, показывали, что современная техника не способна зарегистрировать поток нейтрино и антинейтрино, исходящих из сверхновых звёзд, вспыхивающих в удалённых галактиках.

Одновременно выяснилось, что наша Галактика тоже является плохой лабораторией для изучения нейтрино и антинейтрино, рождающихся при вспышках сверхновых. Мы уже знаем, что сверхновые вспыхивают в активном ядре Галактики, а их свет поглощается непрозрачными облаками холодной пыли, заслоняющими от нас эту область Галактики. Поэтому исторические записи зафиксировали лишь шесть вспышек сверхновых. Значит, ожидание очередной видимой сверхновой в нашей Галактике потребует не менеё сотни лет!

Маловероятно, чтобы учёные и финансисты согласились построить дорогой и сложный прибор, практически неспособный дать научный результат при жизни нашего поколения. Действительно, кто захочет работать с установкой, задачей которой является регистрация событий, длящихся десяток секунд, но возникающих с перерывами в сотни лет? Более того, примерно раз в тридцать лет этот прибор должен был бы регистрировать нейтрино от невидимых сверхновых, скрытых от нас холодной пылью. А эти случаи не давали бы учёным полезной информации.

Оставалась надежда на вспышки сверхновых в близких галактиках. Но для регистрации порождаемых ими нейтрино требовались огромные дорогие установки. Как планировать дальнейшие исследования? Какой путь выбрать?

Помощь пришла не из космоса, а из микромира. Неожиданно пересеклись пути исследователей макромира и мира атомов. Астрофизики, ищущие возможность изучать процессы, происходящие в сверхновых звёздах, нашли ответ на свои вопросы у физиков, решающих загадку: протон вечен (как привыкли они думать) или смертен, как всё на свете?

Итак, обратимся за разъяснениями к теориям, описывающим жизнь микромира.

Одна из наиболее совершенных теорий, возникших при исследовании микрочастиц, привела учёных к мысли о том, что протон и нейтрон не являются элементарными частицами, что они состоят из кварков, самых таинственных частиц, известных современной науке. Физики не сомневаются в том, что они существуют. Но все попытки обнаружить их тщетны. Физики вынуждены признать, что кварки существуют только внутри протонов, нейтронов и некоторых других частиц, ранее считавшихся элементарными. Вывод? Обнаружить единичный, «чистый» кварк невозможно. Для задачи построения теории микромира такая принципиальная трудность просто катастрофа. Ведь теория, способная описать микромир таким, каким он открывается нам в современных экспериментах, должна объединить в себе все силы, действующие между частицами вещества, все поля, передающие действия этих сил.

И все-таки, несмотря на «иксы» и «игреки», учёные пытаются перехитрить обстоятельства, построить теоретические модели событий микромира, даже когда в них участвуют неуловимые действующие «лица».

Одна из теорий такого рода получила название теории Великого объединения. Она объединила три из четырёх известных нам взаимодействий. Это электромагнитные взаимодействия между частицами, обладающими электрическими зарядами. (Электромагнитные взаимодействия проявляются при работе электрических машин, радиостанций и во многих технических устройствах.) Второй тип взаимодействий называется слабым потому, что оно в 100 раз слабее электромагнитного взаимодействия. Но и его можно наблюдать сравнительно просто: например, при бета-распадах радиоактивных ядер и при распаде свободных нейтронов. Третьим типом являются сильные взаимодействия, удерживающие кварки внутри протонов, нейтронов и других составных частиц. Проявления сильных взаимодействий поддаются наблюдению при помощи мощных ускорителей микрочастиц.

Эта теория — одно из самых впечатляющих достижений современной научной мысли. Она развенчала миф о вечности протона. Одним из её предсказаний является предсказание нестабильности протона! Теория заставляет нас признать, что протон, ещё недавно считавшийся абсолютно стабильным, существующим вечно, способен самопроизвольно распадаться. При этом рождаются другие, уже известные нам частицы. Например, позитроны и антинейтрино. Правда, распады протона — очень редкое явление. Если следить за одним «определённым» протоном, то время до его вероятного распада составляет более чем 1030 лет. Если сравнить время жизни протона с возрастом Вселенной, то оно на двадцать порядков больше, чем время существования Вселенной (около 1010 лет).

Решение вопроса о том, является ли протон истинно вечной частицей или очень долгоживущей частицей, имеет первостепенное значение. Наблюдение распада протона было бы решающим доводом в пользу теории Великого объединения, а значит, в пользу справедливости других предсказаний этой теории. В пользу объективных знаний.

Возникает естественный вопрос: как же наблюдать то, чего невозможно дождаться?

Ответ прост. Да, невозможно дождаться распада определённого протона. Но ситуация радикально изменится, если наблюдать одновременно за большим количеством протонов. Если взять под наблюдение 1030 протонов (а для этого требуется бочка воды), то на ожидание распада одного из них уйдет около года.

Важность решения вопроса о стабильности или нестабильности протонов столь велика, что ряд научных коллективов взялся за сооружение для этой цели огромных установок, снабжённых сложной электроникой.

Такие установки созданы. Они принадлежат к двум типам и различаются процессами, в которых обнаруживают своё присутствие микрочастицы, подлежащие регистрации.

Один тип установки (сцинтилляционные детекторы, знакомые уже нам) содержит вещество — сцинтиллятор, испускающее кратковременную вспышку света при прохождении через него быстрой частицы. В начале двадцатых годов нашего ядерного века такие детекторы были основным орудием исследования в ядерной физике. Вспышки сцинтиллятора тогда наблюдали невооружённым глазом. Затем они были вытеснены другими приборами, но обрели второе дыхание в конце сороковых годов, когда на смену глазу пришли многокаскадные фотоумножители.

Применение фотоумножителей открыло дорогу другим приборам — черенковским детекторам. Их название происходит от фамилии их изобретателя, советского физика П.А. Черенкова.

Ещё совсем молодым человеком он сделал замечательное открытие. Он обнаружил, что заряженные частицы, например электроны, вызывают свечение в чистых жидкостях, если движутся сквозь жидкость быстрее, чем в этой жидкости распространяется свет.

Это не противоречит теории относительности, ибо скорость распространения света сквозь вещество может быть много меньшей, чем его скорость в вакууме. А именно скорость света в вакууме (но не в веществе) является предельной для перемещения частиц или сигналов. За это открытие Черенков был награждён Нобелевской премией. Академия наук СССР избрала его академиком.

Свечение, возбуждаемое эффектом Черенкова, обладает характерной особенностью. Оно распространяется слабо расходящимся конусом, осью которого является направление движения частицы. Это свечение в черенковских детекторах регистрируется многокаскадными фотоумножителями. Так регистрируется не только факт прохождения быстрой частицы, но и направление её полёта.

Погоня за мгновением распада протона пока не привела к успеху. Учёные лишь уточнили, что среднее время ожидания такого события должно быть существенно увеличено. Вероятно, оно превосходит 1032 лет!

Обескуражил ли такой прогноз физиков? Отнюдь. Они решили: для обнаружения распада протона можно попробовать увеличить объём установки, тогда увеличится количество протонов, за которыми возможно постоянное наблюдение. Более того, эти установки пригодны для детектирования нейтрино! То есть их можно использовать для фиксации вспышек сверхновых звёзд!

Заметим, что детекторы работают в автоматическом режиме и все возникающие в них вспышки фиксируются в памяти ЭВМ. Поэтому ЭВМ способны в любое последующее время обрабатывать данные о зарегистрированных вспышках, причём цель и способ обработки может каждый раз меняться экспериментатором путём составления новой программы для ЭВМ.

Но как исследователи разберутся, зафиксировал ли прибор распад протона или вспышку сверхновой звезды?

Распад протона должен вызвать в детекторе одиночную вспышку света. Сверхновая звезда сообщит о себе серией вспышек, ведь мы знаем, что гравитационный коллапс, порождающий сверхновую звезду, длится от одной до сотни секунд.

Неудивительно, что, получив известие об открытии сверхновой СН 1987А, физики, работавшие на четырёх действовавших в феврале 1987 года установках, запрограммировали свои ЭВМ на поиск записанных в их памяти событий, при которых световые импульсы появлялись пачками.

Первым сообщил о полученных результатах коллектив, состоящий из пятнадцати японских и восьми американских учёных. Они работали на японской установке Камиоканде II, предназначенной в первую очередь для обнаружения распада протонов и исследования солнечных нейтрино.

Эта установка, вступившая в строй в начале 1986 года, не что иное, как огромный черенковский детектор. Она содержит 2140 тонн очищенной воды, налитой в огромный бак. На внутренних стенках бака расположены 948 больших фотоумножителей. Их чувствительные элементы имеют диаметр около 50 сантиметров. Они закреплены в вершинах квадратов размером метр на метр.

Задачей этого гиганта является фиксация распада протона или реакции с участием нейтрино. Как мы уже знаем, в черенковских счётчиках при движении через бак быстрых электронов или позитронов, рождающихся при подобных реакциях, должно возникнуть особое черенковское излучение.

Однако всё не так просто. Подобные быстрые частицы могут проникать и извне. А это приводит к ложным сигналам. Поэтому учёные пошли на усложнение установки: черенковский детектор помещён внутри ещё большего бака. Пространство между их стенками, равное полутора метрам, заполнено ещё 800 тоннами воды, которая просматривается 126 фотоумножителями. Так создан второй черенковский детектор, задача которого выявлять ложные сигналы главного детектора. Толща воды внешнего детектора играет также роль защиты главного черенковского детектора от приходящих извне гамма-лучей и медленных мюонов.

Получив сообщение о появлении сверхновой звезды СН 1987А, упомянутый нами коллектив учёных принял решение поручить ЭВМ просмотреть все сигналы, записанные в её памяти с 7 часов 21 февраля 1987 года до 23 часов 23 февраля 1987 года (по международной шкале времени: по японской шкале времени сюда добавляется ещё девять часов). При этом в программу ЭВМ были заложены дополнительные указания для обнаружения характерных признаков, отличающих появление ожидаемых нейтрино, порождённых гравитационным коллапсом, от других событий. Как мы уже знаем, при коллапсе за короткое время дол жен возникнуть пакет сигналов о приходе нейтрино. Учёные выбрали для анализа интервал в десять секунд.

Проанализировав все сигналы, поступившие в память ЭВМ за указанное время и исключив из них те, которые следует считать возникшими вследствие других причин, ЭВМ сообщила: за интервал, равный 10 секундам, после 7 часов 35 минут 35 секунд было зарегистрировано двенадцать вспышек.

Из них восемь произошло в интервале, равном всего двум секундам. В каждом событии одновременно участвовало не менеё двадцати нейтрино. ЭВМ также отметила, что в девяти из них участвовало не менее 30 нейтрино. ЭВМ определила, что сочетание всех возможных случайностей привело бы к возникновению подобного результата лишь один раз за 70 миллионов лет.

Черенковский детектор Камиоканде II подтвердил, что нейтрино пришли из района Большого Магелланова Облака.

Получив эти сведения, учёные решили проконтролировать ЭВМ. Они поручили ей проанализировать все события, зафиксированные в её памяти с 9 января по 21 февраля 1987 года. Ничего подобного не было обнаружено. Обсудив эти данные с подробностями, которые интересны лишь специалистам, учёные написали:

«Это наблюдение является первым непосредственным наблюдением в нейтринной астрономии (за исключением наблюдения нейтрино, испускаемых Солнцем. — И. Р.), и оно прекрасно совпадает с современной моделью коллапса сверхновой и образования нейтронной звезды. В этой модели старая звезда, исчерпав своё ядерное горючее, подвергается взрывоподобному превращению в сверхновую».

Авторы подчёркивают большое значение своего наблюдения для физики элементарных частиц.

Следующее важное сообщение пришло от международной группы, состоящей из десяти советских и десяти итальянских учёных. Они работали на жидкостном сцинтилляционном детекторе, сооружённом совместно Институтом ядерных исследований АН СССР и Институтом космогеофизики Национального совета исследований Италии. Прибор расположен в туннеле под Монбланом, высочайшей вершины Западной Европы. Детектор вступил в строй в октябре 1984 года. Он состоит из 72 сцинтилляционных модулей, каждый объёмом в полтора кубических метра. Для того чтобы снизить влияние естественной радиоактивности окружающих пород, детектор экранирован плитами общим весом около 200 тонн. Каждый модуль просматривают три фотоумножителя.

Как представляли себе работу прибора его авторы?

Реакция космического антинейтрино с протоном порождает нейтрон и позитрон. Она регистрируется двумя путями: позитрон вызывает вспышку сцинтиллятора, вслед за которой возникает вторая вспышка. Эта вспышка — результат двухстепенной реакции. Нейтрон, рождённый в первой реакции, объединяется с другим протоном, образуя дейтон и гамма-квант. Гамма-квант вызывает вторую вспышку сцинтиллятора.

За время работы детектора, за отрезок времени около двух лет, конструкторы хорошо изучили случайные вспышки сцинтилляторов. Закономерность их возникновения учитывалась ЭВМ при обработке результатов наблюдений за космическими антинейтрино.

ЭВМ должна была выделить серию импульсов, появляющихся в течение интервалов времени длительностью менее 20 секунд. В результате анализа выявлена серия из 5 импульсов, возникших 23 февраля 1987 года в течение 7 секунд, начиная от 2 часов 52 минут 37 секунд. Оценка показала, что эта пачка импульсов могла бы возникнуть и случайно, но не более чем один раз в год. В одном из этих случаев достоверно (а ещё в трёх случаях с большой вероятностью) была зафиксирована вторая стадия реакции, начатой при взаимодействии антинейтрино с протоном: нейтрон, рождённый при этом взаимодействии, объединился с протоном, испустив квант гамма-лучей. Этот квант тоже был зафиксирован детектором. Появление пачки импульсов, порождённых нейтрино непосредственно перед вспышкой сверхновой звезды, не является случайным, так как подобное событие могло бы произойти лишь один раз за тысячу лет.

Расскажем и о третьем сообщении. Оно поступило от группы, состоящей из 34 американских исследователей. Они представляли 14 организаций. С ними работали два англичанина и одна сотрудница Варшавского университета, стажировавшаяся в то время в США.

Они работали на черенковском детекторе, построенном совместно Калифорнийским университетом в Ирвине (Калифорния), Мичиганским университетом и Брукхэйвенской национальной лабораторией США.

Этот черенковский детектор тоже был предназначен для поиска распада протона. Он расположен в глубокой соляной шахте в штате Огайо.

Прямоугольный бак размерами 22,5Ѕ18Ѕ17 метров содержит около 8900 тонн очищенной воды. Внутренняя часть, содержащая 5000 тонн воды, является рабочим объёмом детектора. Однако в экспериментах по поиску распада протонов можно пользоваться только центральной частью детектора, содержащей 3300 тонн воды. Эта часть достаточно хорошо защищена от внешних воздействий.

В установке работают 2048 фотоумножителей, расположенных по углам квадратов со сторонами в 1 метр. В свою очередь эти квадраты образуют грани куба. Фотоумножители, каждый из которых имеет диаметр 20 сантиметров, «смотрят» внутрь детектора.

К сожалению, в течение семи часов, включающих момент наблюдения реакций, вызванных космическими нейтрино, часть источников высоковольтного напряжения, обслуживающих детектор, вышла из строя. Поэтому в наблюдениях не участвовала четвёртая часть фотоумножителей. Это было учтено ЭВМ при анализе результатов наблюдений.

ЭВМ обработала все события, зафиксированные в течение 6 часов и 24 минут, начиная ровно с пяти часов международного времени 23 февраля 1987 года. В течение шести секунд, расположенных в десятисекундном интервале, начавшемся в 7 часов 35 минут 40 секунд, зафиксировано восемь событий, надёжно идентифицированных как реакции космических антинейтрино с протонами воды. И в этом случае эксперимент подтвердил, что направление прихода нейтрино совпадало с положением Большого Магелланова Облака.

Анализ периода в 60 часов, охватывающего момент нейтринной вспышки, не показал больше ни одного случая, который можно было отождествить с реакцией, порождённой космическими антинейтрино.

Затем был более подробно проанализирован интервал от 2 часов 22 минут до 3 часов 22 минут, включающий момент, 2 часа 52 минуты, совпадающий с тем, когда наблюдалась вспышка сцинтилляторов в нейтронной обсерватории под Монбланом. Но при этом в памяти ЭВМ не было обнаружено аналогичное событие.

Сообщение Е. Н. Алексеева, Л. Н. Алексеевой, В. И. Волченко и И. В. Кривошеиной было опубликовано четвёртым. Они осторожно назвали свою статью «О возможной регистрации нейтринного сигнала на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе ИЯИ АН СССР».

Баксанский телескоп построен под руководством советского физика, академика А. Е. Чудакова, в штольне под горой Андрычи в Баксанском ущелье на Кавказе. Он ведёт непрерывные наблюдения за Галактикой с июня 1980 года. Телескоп состоит из 3156 стандартных детекторов. Каждый из них имеет размеры 70Ѕ70Ѕ30 кубических сантиметров, заполнен жидким сцинтиллятором и просматривается отдельным фотоумножителем. Общая масса вещества сцинтиллятора составляет 330 тонн.

Телескоп наиболее чувствителен к электронным антинейтрино, взаимодействующим с протонами, в результате чего рождается нейтрон и позитрон. Наряду с этим регистрируются и электронные нейтрино, которые взаимодействуют с ядрами углерода, входящего в состав сцинтиллятора. Один из продуктов этой реакции — электрон, вызывающий вспышку сцинтиллятора.

Энергия электронов и позитронов, рождающихся в этих реакциях, мала, поэтому, родившись в одном из детекторов, они не выходят за его пределы. Это определяет программу поиска сигналов от коллапсирующих звёзд. ЭВМ должна была отобрать события, при которых сработал один и только один детектор из 3156. При этом исключается большая часть мешающих процессов, при которых энергия электрона или позитрона столь велика, что он может вызвать практически одновременную вспышку в двух и более детекторах.

ЭВМ может работать в двух режимах. При первом масса сцинтиллятора составляет 130 тонн. Если же к обработке привлекаются сигналы внешних детекторов, окружающих внутренние, то полная масса сцинтиллятора составляет 200 тонн. За все пять с половиной лет работы телескопа в нём не было зарегистрировано ни одного события, при котором в интервале, не превышающем 20 секунд, количество сработавших детекторов превышало бы семь. Учитывая это, ЭВМ должна была выделить те события, при которых в интервале, равном 20 секундам, наблюдаются события с числом сигналов более четырёх.

ЭВМ выделила одну вспышку, происшедшую 23 февраля 1987 года в 2 часа 52 минуты 36 секунд международного времени. Это менее чем на 10 секунд отличалось от момента первой регистрации, зафиксированной под Монбланом. Данные двух установок не противоречат друг другу, если предположить, что средняя энергия нейтрино во время этой вспышки менее 10 Мэв, а это недостаточно для срабатывания Баксанского телескопа. Детектор же под Монбланом способен их регистрировать. Затем Баксанский телескоп зарегистрировал серию из пяти вспышек в течение интервала длительностью 20 секунд, середина которого соответствует 7 часам 36 минутам 15 секундам. Она сдвинута по времени на 30 секунд относительно японской установки и на 25 секунд относительно американской.

Но может быть, все-таки события, зафиксированные японской установкой и Баксанским телескопом, совпали во времени случайно? Оценка вероятности случайного совпадения показала, что такое возможно лишь раз на 2000 случаев. Ясно, что зафиксированные события имели общую причину.

Надеюсь, читатель не посетует на большое количество чисел в этом разделе. Ведь они лучше слов показывают, какие грандиозные по размерам и сложности установки сделали реальным новое «окно», через которое астрономы рассматривают Вселенную. Без таких установок невозможна нейтринная астрономия, а она позволяет наблюдать внутренние процессы, сопровождающие гравитационный коллапс массивных звёзд, проживших все стадии своей эволюции и израсходовавших все свои источники термоядерной энергии.

Внимательный читатель заметил, что, несмотря на достоверность наблюдений на всех четырёх установках, не все из них совпадают между собой. Так оно и было. При проверке выяснилось, в частности, что в службе времени установки Камиоканде II произошла неисправность. И моменты наблюдения событий, вызванных космическими антинейтрино, зафиксированные с точностью до долей секунды, в действительности отличаются от международного времени на целую минуту.

Несовпадения могли быть обусловлены и тем, что фотоумножители, являющиеся основой всех четырёх установок, не работают непрерывно. Они выключаются на короткое время после каждой зафиксированной вспышки света. Это могло привести к потере информации о событиях, происшедших во время выключения фотоумножителя.

Нужно учесть и то, что вероятность, с которой в рабочем объёме детектора происходит реакция с участием нейтрино или антинейтрино, очень мала. Поэтому, несмотря на то что во время коллапса сверхновой СН 1987А выделилось огромное число (около 1059) нейтрино и антинейтрино, а на квадратный сантиметр поверхности Земли их пришлось около 1018 (миллиард миллиардов), вероятность вступления одного из них в реакцию с протонами внутри детектора становится очень малой. Поэтому небольшие расхождения в показаниях детекторов не исключены.

Явление сверхновой звезды столь сенсационный факт, что он естественно привлёк внимание большого числа исследователей. Кроме публикаций, описанных выше, в научных журналах появились и многие другие. Вот самые интересные из них.

Уже 30 марта 1987 года группа сотрудников Радиоастрофизической лаборатории АН Латвийской ССР в Риге и Института теоретической и экспериментальной физики в Москве направила в печать глубокий анализ процессов, послуживших причиной появления сверхновой СH 1987А. Э. К. Грасберг, В. С. Имшенник, Д. К. Надеждин и В. П. Утробин провели анализ первых данных, полученных при наблюдении этой сверхновой. Они опирались на свои теоретические исследования, начатые ещё в 1964 году, когда Имшенник и Надеждин создали гидродинамическую модель взрыва компактных звёзд.

Исходным для них было быстрое, кратковременное (менее суток) увеличение блеска с последующим длительным медленным «разгоранием». Это «разгорание» не прекратилось и в середине мая, когда авторы получили корректуру своей статьи. Характерным для сверхновой СН 1987А является наличие ярких спектральных линий в её оболочке и весьма высокая скорость расширения этой оболочки, установленная по смещению спектральных линий к фиолетовому концу. Именно такими признаками обладают сверхновые типа II.

При проведении анализа советские учёные учли, что быстрое возрастание видимого блеска сверхновой наблюдалось спустя три часа после второго нейтринного импульса, зафиксированного в 7 часов 36 минут 27 февраля 1987 года (здесь момент фиксации нейтринной вспышки округлён до ближайшей целой минуты. — И. Р.).

Предварительные результаты анализа выглядят так: сверхновая возникла в ходе двухстадийного коллапса предсверхновой, радиус которой превосходил радиус Солнца примерно в 30 раз. На первой стадии гравитационного коллапса образуется вращающаяся нейтронная звезда. При этом не происходит выброса оболочки. На второй взрывоподобной стадии возникает коллапс вращающейся нейтронной звезды. Основная энергия вращательного движения передаётся выбрасываемой оболочке, масса которой составляет около 16 солнечных масс. Центральная часть ядра звезды в ходе второй стадии коллапса превращается в компактную нейтронную звезду или в чёрную дыру, в зависимости от величины массы, участвующей в этом процессе.

18 мая 1987 года большая группа сотрудников Крымской астрофизической лаборатории и сотрудников Лаборатории космической астрономии в Марселе (Франция) сообщила о результатах своих наблюдений сверхновой звезды, проведённых с 4 по 12 марта 1987 года в ультрафиолетовой области спектра. Наблюдения велись с помощью советской астрофизической лаборатории на искусственном спутнике Земли «Астрон». Это было трудной задачей. Авторы пишут:

«Как только это (вспышка сверхновой. — И. Р.) стало нам известно, было решено изменить мартовское расписание наблюдений на Астрофизической станции «Астрон», чтобы провести исследование этого долгожданного явления. К сожалению, дело усложнялось тем обстоятельством, что ни одна из 15 штатных опорных звёзд (звёзд, избранных для ориентации спутника. — И.Р.) не позволяла в это время навести «Астрон» на область Большого Магелланова Облака. Был найден выход из этой критической ситуации: использовать Сатурн вместо опорной звезды. После пересмотра навигационной программы «Астрона» в начале марта мы смогли начать исследование сверхновой СН 1987А».

Были проведены четыре сеанса наблюдений, после чего Сатурн перестал быть пригоден для ориентации «Астрона», и наблюдения были прекращены. Однако и проведение наблюдения дали ценные результаты, получить которые в наземных обсерваториях невозможно из-за поглощения ультрафиолетового излучения земной атмосферой.

В частности, оценена скорость расширения разлетающейся оболочки сверхновой. 12 марта 1987 года она составляла около 10 000 километров в секунду. Всего в тридцать раз меньше скорости света. При этом радиус светящейся оболочки в 24 раза превосходил расстояние от Земли до Солнца, то есть превосходил радиус орбиты планеты Уран.

10 августа 1987 года Международная обсерватория «Рентген», установленная на борту модуля «Квант», пристыкованного к орбитальной станции «Мир», зарегистрировала жёсткое рентгеновское излучение сверхновой СН 1987А. Через пять дней это излучение обнаружил и японский спутник «Гинго».

В создании обсерватории «Рентген» участвовали учёные Советского Союза, Англии, Голландии, ФРГ и Европейского космического агентства.

Оболочка, отставшая от коллапсирующего ядра сверхновой, в начале своего расширения ещё настолько плотна, что не выпускает наружу рентгеновского и гамма-излучения. Но по мере расширения плотность оболочки уменьшается и она становится всё более прозрачной.

Эти наблюдения ещё не позволяют определить, в ходе какого процесса рождается обнаруженное излучение. Учёные видят две возможности. Источником может быть вращающаяся нейтронная звезда, образовавшаяся в ходе гравитационного коллапса внутренних областей протозвезды. Но возможен и второй процесс: при коллапсе в расширяющейся оболочке должно образовываться большое количество радиоактивного кобальта-56. Он распадается, порождая ядра обычного железа-56 и гамма-кванты. Скорость

121 распада такова, что каждые 114 суток распадается половина наличного кобальта-56.

Естественно, возникает вопрос: почему «Квант» и «Гинго» зафиксировали рентгеновское излучение, когда распад ядер кобальта-56 порождает гамма-кванты? Это не опровергает возможность второго механизма. Проходя через плотную оболочку сверхновой звезды, гамма-кванты теряют свою энергию и выходят наружу в виде рентгеновских квантов. Если наблюдаемое рентгеновское излучение действительно порождается вторым механизмом, то его интенсивность должна убывать вместе с распадом кобальта-56. Обнаружим ли мы первичное гамма-излучение ядер кобальта-56? Это зависит от того, сколь быстро будет увеличиваться прозрачность расширяющейся оболочки сверхновой CН 1987A. Если оболочка станет прозрачной слишком поздно, то основная часть кобальта-56 успеет распасться, и наблюдать гамма-излучение не удастся. Напротив, если рентгеновское излучение порождается нейтронной звездой, его интенсивность должна изменяться медленно. Учёные с интересом следят за показаниями приборов, работающих в космосе. Естественно, работают они в космосе потому, что земная атмосфера поглощает рентгеновское и гамма-излучение, препятствуя проведению таких наблюдений на поверхности Земли. Эти наблюдения позволяют проверить, как при гравитационном коллапсе массивных звёзд идёт синтез ядер химических элементов и действительно ли сверхновые являются лабораториями, производящими тяжёлые химические элементы, из которых потом формируются планетарные системы.

Предварительное обсуждение этих наблюдений состоялось на заседании Международного форума «Сотрудничество в космосе во имя мира на Земле», посвящённое 30летию космической эры, начатой запуском первого в мире советского спутника Земли. Заседания форума происходили в Москве со 2 по 4 октября 1987 года. В нём приняли участие 890 учёных из более чем тридцати стран мира.

Нелишне добавить, что помимо наблюдений сверхновой СН 1987А на форуме был обсуждён широкий круг исследований, уже проведённых при помощи искусственных спутников Земли и космических лабораторий, обследовавших другие планеты и процессы в межпланетном пространстве. Обсуждён и ряд новых научных проектов, включая предложенную Советским Союзом поэтапную программу исследования Марса. Она начинается выводом космического аппарата на орбиту спутника Марса, созданием аэростатной станции, дрейфующей в его атмосфере, высадкой на его поверхность марсохода, снабжённого аппаратурой для анализа марсианского грунта и исследования состава поверхности Фобоса, одного из двух спутников Марса. Конечной целью программы является доставка на Землю образцов марсианского грунта.

Конечно, обсуждались и другие планеты. Среди них особое место занимал полёт человека на Марс.

Мы сообщили здесь о первых результатах, полученных при наблюдении давно ожидаемого события — вспышки сверхновой звезды в ближайшей окрестности нашей Галактики. Первой вспышки — после 1604 года — сверхновой звезды, видимой невооруженным глазом. И главное, первой вспышки сверхновой звезды, зафиксированной не только оптическими телескопами, но и первыми нейтринными телескопами, а также космической астрофизической станцией «Астрон» — этими детищами ядерной физики, фотоэлектроники и электронной вычислительной техники.

Астрофизики и физики-теоретики будут ещё долго продолжать наблюдения и анализировать полученные результаты. Эти результаты несомненно станут основой уточнения современной теории элементарных частиц и теории эволюции звёзд.