Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский Иосиф Самуилович

Еще сравнительно недавно сама возможность «заглянуть» в недра звезд представлялась по меньшей мере совершенно фантастической. Огромная толща вещества звезды делает ее непрозрачной для всех видов электромагнитного излучения, включая самые жесткие гамма-лучи. Миллионы лет требуется квантам, генерируемым в центральных областях звезд (благодаря происходящим там ядерным реакциям), чтобы «просочиться» к поверхностным слоям и выйти наружу в межзвездное пространство. За это время кванты, взаимодействуя с веществом звезды, испытывают огромное количество поглощений и переизлучений, претерпевая при этом серьезные трансформации. Если первоначально их частоты соответствовали рентгеновскому диапазону, то, выходя из поверхности звезды, они становятся гораздо «мягче» и частоты их лежат уже в оптическом и непосредственно примыкающих к нему инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Другими словами, их свойства уже совсем не отражают свойств среды, в которой они первоначально возникли. Казалось бы, нет никакой возможности получить

какую-либо информацию непосредственно из недр звезды. Однако столь богатое «чудесами» развитие физики в нашем столетии совершенно неожиданно открыло возможность хотя бы в принципе подойти к решению этой, считавшейся неразрешимой проблемы.

В 1931 г. швейцарский физик-теоретик Вольфганг Паули, исходя из твердого убеждения в выполнении законов сохранения для элементарных процессов и анализируя тогда во многом еще не ясное явление

– распада, выдвинул смелую гипотезу о существовании новой элементарной частицы. Эта частица, получившая название «нейтрино», должна иметь весьма удивительные свойства. Будучи электрически нейтральной, она должна обладать массой покоя ничтожно малой, скорее всего, даже нулевой. По этим причинам нейтрино должны обладать совершенно исключительной способностью проникать через огромные толщи вещества. Подсчитано, что без заметного поглощения пучок нейтрино с энергией в миллион электронвольт может пройти через стальную плиту, толщина которой в сотню раз превосходит расстояние от Земли до ближайших звезд! Ясно, что для таких частиц пройти «насквозь» через любую звезду, как говорится, «пустое дело»... Но столь удивительно слабая способность нейтрино взаимодействовать с веществом имеет и свою «обратную сторону». Потребовалось 25 лет после гениального теоретического предсказания Паули, чтобы эта необычайная частица была обнаружена в лабораторном эксперименте и тем самым из разряда гипотетических перешла в разряд вполне реальных элементарных частиц.

После этого открытия физика нейтрино значительно продвинулась вперед. Как и всякая «порядочная» элементарная частица, нейтрино обладает «двойником» — античастицей, получившей название «антинейтрино». Выдающийся советский физик академик Б. М. Понтекорво теоретически предсказал существование двух «сортов» нейтрино — «электронных» и «мюонных». Очень скоро это предсказание блестяще оправдалось на опыте. Б. М. Понтекорво был также первым, кто указал на важность нейтрино для изучения звездных и в первую очередь солнечных недр.

Теория термоядерных реакций, происходящих в центральных областях Солнца, основы которой были изложены в § 8, позволяет довольно надежно оценить величину потока солнечных нейтрино на Земле. В самом деле, как уже неоднократно подчеркивалось выше, суть термоядерных реакций, происходящих в недрах нашего светила, сводится к тому, что четыре протона объединяются в одну альфа-частицу. При этом испускаются два нейтрино. При каждом таком «объединении» выделяется около 25 МэВ энергии, которая в конечном результате выделяется в межзвездное пространство, обеспечивая светимость Солнца. Поэтому полное количество нейтрино, образующихся в недрах Солнца, N = 2L

/25 МэВ = 10³⁹ с^{– 1}, а поток их на Земле N/4

r² = 10¹¹ см^{– 2}

с^{– 1}. Это огромная величина. Мы буквально «купаемся» в потоке солнечных нейтрино.

Однако ничтожно малая вероятность взаимодействия солнечных нейтрино с веществом делает эксперименты по их обнаружению исключительно трудными. Идея такого эксперимента была предложена еще в 1946 г. Б. М. Понтекорво. Обнаружение нейтрино может быть основано на реакции

(9.1)

где ³⁷Cl — устойчивый изотоп хлора, а ³⁷Ar — радиоактивный изотоп аргона. Эта реакция называется «обратный бета-распад». Хотя вероятность поглощения нейтрино изотопом хлора весьма мала, все же на практике она оказывается пока единственно возможной для обнаружения солнечных нейтрино. В качестве «рабочего вещества», достаточно богатого изотопом «хлор-37», начиная с 1955 г. используется прозрачная жидкость перхлорэтилен (или «четыреххлористый

углерод»), химическая формула которой C₂Cl₄. Эта довольно дешевая жидкость широко используется в «бытовой» химии как средство очистки поверхностей. Первые опыты по обнаружению нейтрино этим методом были «нацелены» отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество нейтрино. Задачей этих опытов, поставленных выдающимся американским физиком-экспериментатором Дэвисом, было «научиться» различать нейтрино и антинейтрино. Последние изотопом ³⁷Cl не поглощаются. В качестве детектора Дэвис использовал сравнительно небольшую емкость в 3900 литров перхлорэтилена. Сущность эксперимента состояла в оценке количества ядер радиоактивного изотопа ³⁷Ar, которые образуются в емкости, наполненной перхлорэтиленом. Такая оценка производится методами современной радиохимии.

Хотя основная цель эксперимента и не имела отношения к астрономии, тем не менее, как «побочный продукт», Дэвис впервые получил оценку верхней границы потока солнечных нейтрино, которая, конечно, была еще слишком груба. Чувствительность первого эксперимента Дэвиса была примерно в тысячу раз ниже ожидаемого потока солнечных нейтрино в том диапазоне энергии, который поглощается изотопом ³⁷Cl.

Рис. 9.1: Детектор нейтринного излучения (схематически).

Последняя оговорка весьма существенна. Выше мы оценили величину ожидаемого полного потока солнечных нейтрино. Однако перхлорэтиленовый детектор способен поглощать далеко не все солнечные нейтрино с одинаковой эффективностью. Между тем энергетический спектр солнечных нейтрино весьма чувствительным образом зависит от физических условий в недрах Солнца, т. е. от температуры, плотности и химического состава. Другими словами, энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно, скорость образования в перхлорэтилене радиоактивных ядер ³⁷Ar сильно зависит от модели солнечных недр.

Начиная с 1955 г. Дэвис. и его сотрудники упорно работали над повышением чувствительности перхлорэтиленового детектора нейтрино. В результате их усилий в этом направлении чувствительность детектора увеличилась к настоящему времени почти в 30 000 раз! В его современном виде нейтринный детектор представляет собой грандиозное сооружение (рис. 9.1). Гигантский резервуар, наполненный жидким перхлорэтиленом, имеет объем около 400 кубометров, что близко к объему нормального 25-метрового плавательного бассейна. Установка расположена на дне глубокой старой шахты, пробитой в скальном грунте. Глубина шахты превышает 1,5 км, что соответствует экранировке установки эквивалентным слоем воды толщиной около 4,5 км. Расположение детектора глубоко под землей диктуется необходимостью свести к минимуму помехи, приводящие к образованию радиоактивных изотопов аргона без поглощения ядрами хлора нейтрино. Указанные помехи вызываются проникающей компонентой космических лучей. Мю-мезоны, входящие в состав этой компоненты, взаимодействуя с веществом, порождают быстрые протоны, которые, сталкиваясь с ядрами хлора, образуют радиоактивный изотоп ³⁷Ar.

Современная чувствительность нейтринного детектора определяется прежде всего величиной «космического» фона, приводящего к образованию описанным выше способом «паразитных» ядер ³⁷Ar.

Некоторое понятие о чувствительности этой гигантской установки может дать тот факт, что из-за облучения солнечными нейтрино во всем огромном бассейне перхлорэтилена одновременно присутствуют всего лишь несколько десятков ядер радиоактивного изотопа ³⁷Ar. Заметим в этой связи, что период полураспада этого изотопа около 35 дней.

Это ничтожное количество ³⁷Ar удается выделить из «бассейна» путем «продувания» его гелием, после чего изотопы аргона выделяются из гелия химическим путем. Вся эта процедура, конечно, сопряжена с серьезными экспериментальными трудностями, которые Дэвис и его коллеги успешно преодолели.

Едва ли не самым парадоксальным следствием опытов Дэвиса и его коллег является неожиданно малое значение потока солнечных нейтрино. По состоянию вопроса на 1982 г. можно было утверждать, что количество поглощенных солнечных нейтрино за одну секунду, рассчитанное на один поглощающий атом хлора, равно (2,2 ± 0,4)

10^{– 36} (заметим, что величина 10^{– 36} получила специальное название «s. n. u.» — «единица солнечных нейтрино»). Между тем, если бы принятая в настоящее время модель солнечных недр была точной, эта величина должна была бы быть в три раза больше.