Проклятые вопросы
Шрифт:
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.
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
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.