3. Нейтрино и эволюция Вселенной

Нейтрино во Вселенной

Взять хотя бы вопрос о той роли, которую играют нейтрино во Вселенной. Мы уже привыкли к тому, что эта частица охотно вторгается во все области. В звездах происходит ряд процессов, сопровождающихся испусканием нейтрино. Нетрудно понять, в чем здесь дело. Ведь основной источник энергии звезд - реакции слияния ядер. В цепи процессов, приводящих в конце концов к превращению четырех протонов в α-частицу (ядро гелия), возникают два позитрона, что обязательно должно сопровождаться вылетом двух нейтрино. Позитроны аннигилируют с электронами, а нейтрино покидают звезду. На каждый квадратный сантиметр поверхности Земли только от Солнца ежесекундно попадает более 10¹¹ нейтрино.

Кроме того, в мировом пространстве происходят распады элементарных частиц - мезонов и гиперонов. Все эти распады сопровождаются рождением нейтрино и антинейтрино.

Но это еще не все. При очень высоких температурах и давлениях внутри звезд происходит, вероятно, в присутствии ядер непосредственное рождение электронами пар нейтрино - антинейтрино:

е^- → е^- + ν + или е^- + γ → е^- + γ + ν + и т. д.

За счет этих процессов "нейтринная" светимость звезд может превысить оптическую.

Какова же дальнейшая судьба нейтрино? Эти всепроникающие частицы, разумеется, наверняка пройдут сквозь толщу звезды, если даже они и зародились где-то в ее недрах, и улетят, унося с собой причитающуюся на их долю энергию. При малой плотности Вселенной нейтрино пролетят ее насквозь, не поглотившись. Поэтому нейтрино должны накапливаться во Вселенной.

Кроме того, не исключена возможность, как мы увидим в дальнейшем, что на первой стадии расширения Вселенной нейтрино вообще составляли значительную часть вещества Вселенной. В основном эти нейтрино сохранились до сих пор, потеряв, правда, при расширении Вселенной значительную часть своей энергии.

Все эти соображения заставляют предполагать столь большое количество нейтрино в мире, что их масса может соперничать со всей массой видимого вещества. Если это так, то плотность материи нашего мира, а значит, и его кривизна в большой мере определяются нейтрино. Может быть, нейтрино делают нашу Вселенную конечной.

Если бы мы умели строить "нейтриноприемники" такой же чувствительности, как и радиоприемники! Сколько необычайно важных сведений мы смогли бы получить! Вероятно, уже сейчас было бы известно, является ли наша Вселенная конечной или нет. Мы получили бы возможность "заглянуть" в центр самых больших звезд. Ведь нейтрино вырываются оттуда и уносят с собой какие-то "воспоминания" о процессах, сопровождавших их рождение. Нейтрино позволили бы "просветить" целые галактики неизмеримо лучше, чем рентгеновские лучи просвечивают лист бумаги.

Уже сейчас ученые начинают конструировать приборы, приближающие нас к эре нейтринной астрономии. Первые успехи налицо. Группа американских физиков обнаружила нейтрино высокой энергии, рождаемые космическими лучами. (Вспомните, что чем выше энергия нейтрино, тем больше вероятность взаимодействия его с веществом.) Детектор нейтрино, устроенный в принципе так же, как и первая установка по обнаружению нейтрино, о которой шла речь ранее, был установлен в шахте на глубине 600 м. Сквозь такую толщу Земли ни одна космическая частица, кроме нейтрино, проникнуть не могла.

Но нейтрино более низкой энергии, порождаемые внутри звезд, все еще не обнаружены. Есть надежда зарегистрировать и эти нейтрино, заставляя их взаимодействовать с быстрыми частицами, разогнанными до высоких энергий ускорителями на Земле. Для увеличения вероятности реакции не обязательно сами нейтрино должны иметь высокую энергию: достаточно, чтобы была велика энергия частиц, летящих им навстречу.

Впрочем, даже сейчас, не имея сколько-нибудь надежных "нейтриноприемников", мы благодаря этим частицам увидели многое в эволюции Вселенной и звезд, о чем раньше не подозревали.

Эволюция звезд

Общее мнение сейчас таково, что звезды образовались в результате гравитационной конденсации разреженного газа, в основном водорода. Гравитационные силы, сжимая вещество, вызывают его нагрев. Когда температура достигает нескольких десятков миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. В дальнейшем непрерывное горение звезд происходит именно за счет них. Звезды "питаются" водородом, превращая его в гелий, что сопровождается выделением гигантских энергий. Но запасы горючего в любой звезде ограничены. Что же произойдет в ней после выгорания водорода?

В стационарном состоянии, когда запасы горючего еще велики, звезды находятся в равновесии, так как гравитационное давление, стремящееся спрессовать звезду, уравновешивается давлением газовых частиц, слагающих звезду, и световым давлением^*. По мере выгорания водорода в центральных областях звезды она начнет сжиматься. Важно, что температура звезды будет при этом увеличиваться за счет уменьшения гравитационной энергии, вызванного сжатием.

^*(При высоких температурах звезды ее вещество находится в состоянии ионизированного газа (плазмы).)

При температурах в сотни миллионов градусов при столкновении трех ядер гелия в достаточно массивных звездах образуются ядра углерода. Сталкиваясь с ядрами гелия, вновь образованные ядра дают кислород, неон и т. д.

Такого рода процесс оканчивается на ядрах железа, так как все предшествующие реакции ведут к выделению энергии, а при образовании ядер более тяжелых, чем железо, энергия поглощается. Впрочем, для звезд малой массы процесс оканчивается на более легких ядрах, например ядрах марганца.

В результате, если масса звезды меньше 1,2 массы Солнца, возникает устойчивая конфигурация, известная под названием белого карлика. Наиболее известным белым карликом является спутник Сириуса - маленькая звездочка, теряющаяся в лучах своего яркого соседа.

Белые карлики - это возможная конечная стадия эволюции звезд. Светимость этих звезд мала, но при массе порядка массы Солнца радиус всего лишь порядка радиуса Земли или Урана. Плотность белых карликов громадна: 10⁸ г/см³! В этих условиях атомы полностью ионизированы и звезда состоит из плотно упакованных ядер и электронов.

Как показал советский ученый Л. Д. Ландау, белые карлики - не единственно возможная конфигурация звезды после выгорания ядерного горючего. Если масса звезды больше 1,2 массы Солнца, то, начиная с некоторого момента, при большом сжатии звезды электроны начинают "втискиваться" в ядра и посредством реакции

превращают протоны в нейтроны. Нейтрино покидают звезду, а нейтроны остаются.

Этот процесс "нейтронизации" звезды приводит к катастрофически быстрому ее сжатию. В конце концов возникает из обычной стабильная нейтронная звезда с небольшой примесью электронов и протонов. Вещество имеет при этом чудовищную плотность: 10¹⁴ г/см³. Это ядерная плотность^*.

^*(Возможны, как показал советский астрофизик Амбарцумян, и гиперонные звезды.)

Распад нейтронов в звезде по обычной схеме

n → р + е^- +

оказывается невозможным из-за принципа Паули. Вот в чем здесь дело.

Область движения электронов ограничена размерами звезды. При ограниченном же движении согласно квантовой механике энергия электрона не может быть произвольной. Как и в атоме, возможны только определенные прерывные значения энергии. Если представить себе звезду в виде ящика, заполненного электронами и другими частицами, причем так, что чем больше энергия частицы, тем выше она расположена над дном ящика, то следует мыслить этот ящик со множеством отдельных полочек. Положению на определенной полочке соответствует определенная энергия частицы. Есть полочки для электронов, протонов и т. п.

Согласно принципу Паули не существует двух электронов в одном состоянии. Поэтому на одной электронной полочке находится не более двух электронов с противоположно направленными спинами. При не слишком больших температурах все нижние полочки вплоть до некоторой, соответствующей максимальной энергии Е_m электрона, будут заполнены. Электронный газ, как говорят, будет находиться в состоянии вырождения, иметь минимально возможную по квантовой механике энергию^*.

^*(Заметим попутно, что у белых карликов электронный газ также находится в вырожденном состоянии.)

Так вот, нейтрон не может распасться, если энергия возникающего при распаде электрона меньше максимальной. Ведь все нижние энергетические полочки уже заняты. Все происходит так, как если бы нейтрон "знал", что он не может распасться, не нарушив законов квантовой механики, и потому остается стабильным.

Сжатие звезды должно, как и в случае белых карликов, сопровождаться увеличением температуры. Но теперь уже на некоторое время температура поднимается настолько, что звезда начинает излучать рентгеновские лучи. Интересно, что первые, правда не вполне надежные, указания на существование космических источников такого рода излучения получены с помощью искусственных спутников.

Вполне возможно, что резкое сжатие настолько повысит температуру, что произойдет ядерный взрыв. Тогда мы будем наблюдать появление сверхновой звезды.

Нейтронная звезда будет представлять собой устойчивую конфигурацию, если ее масса не превышает удвоенную массу Солнца. А что будет со звездой при большей массе?

Согласно теории Оппенгеймера и Снайдера звезда будет неограниченно сжиматься, уходя под свой гравитационный радиус. Стационарное состояние звезды невозможно. Происходит так называемый гравитационный коллапс^*.

^*(Коллапс по-русски означает "упавший".)

Гравитационный радиус определяет критические размеры тела, и кроме массы он зависит еще от скорости света с и гравитационной постоянной :

Ни одна частица, как вытекает из теории гравитации Эйнштейна, не может быть в покое внутри сферы, ограниченной гравитационным радиусом. Все излучения и сигналы могут распространяться только к центру. Они падают на центр неудержимо, но для внешнего наблюдателя это падение будет продолжаться бесконечно долго из-за сильнейшего замедления хода времени в огромном гравитационном поле звезды.

Перед внешним наблюдателем при этом должна предстать следующая картина. Звезда сначала крайне быстро, а затем все медленнее сжимается. Свечение звезды быстро затухает и в конце концов прекращается совсем. Свет не в силах преодолеть гравитационное притяжение и оторваться от звезды. Звезда с массой, более чем в два раза превышающей массу Солнца, превращается в абсолютно черный шар радиусом всего лишь в несколько километров. Ее можно обнаружить только по статическому гравитационному полю.

Существуют ли в действительности такие звезды и сколько их во Вселенной, пока неизвестно. Предполагают, что их число может быть сравнимым с числом видимых звезд.

Если бы такие звезды были открыты, то это было бы настоящей сенсацией. А сенсаций в последние годы в астрономии немало. Самой крупной из них является открытие так называемых "квазаров" - сверхзвезд. У этих звезд масса достигает сотен миллионов масс Солнца, а размеры таковы, что свет может совершить путешествие от одного конца сверхзвезды до другого примерно за неделю.

Ранняя стадия эволюции Вселенной

Говоря о расширяющейся Вселенной, мы уже упоминали об одной из самых кардинальных проблем: из чего состояло вещество Вселенной в момент ее максимального сжатия? Начальное состояние Вселенной должно быть таково, чтобы оно в принципе позволяло объяснить ту картину Вселенной, которую мы наблюдаем сейчас.

Было высказано предположение, что в сверхплотном состоянии Вселенная состояла из холодных нейтронов. По тем же причинам, что и внутри нейтронной звезды, нейтроны не будут распадаться.

В первый момент Вселенная расширяется крайне быстро, и через 15 минут после начала расширения ее плотность должна равняться плотности воды. При расширении "энергетические полочки" для электронов располагаются в соответствии с законами квантовой механики все ближе друг к другу, так что очень скоро энергия электрона на самой верхней занятой полочке станет меньше энергии электрона, возникающего при распаде нейтрона. Поэтому нейтроны начнут распадаться и появятся протоны.

При столкновении протонов с нейтронами образуются ядра тяжелого водорода - дейтоны. Дейтоны сталкиваются друг с другом и с протонами, образуя ядра- гелия и сверхтяжелого водорода - трития. В результате Вселенная очень быстро обеднеет протонами. Такова ситуация в данной модели. В действительности же на первой стадии эволюции Вселенной вещество на 90% состояло из водорода. Звезды ярко горят сейчас именно потому, что запасы водорода в них были очень велики. Поэтому нейтронная гипотеза первичного состояния Вселенной отпала.

Оказались несостоятельными и все другие теории холодной в начальном состоянии Вселенной. Это стало более или менее ясным после того, как в 1965 г. было обнаружено космическое тепловое излучение с температурой 3°К (по абсолютной шкале Кельвина). Внеземное излучение было обнаружено с помощью радиотелескопов сначала на волне 7,35 см, а потом и на других волнах. Его максимум приходится на длину волны 1,5 мм. Это излучение было названо реликтовым в связи с его происхождением.

Существование космического теплового излучения удается объяснить только с помощью предположения о том, что Вселенная вблизи начала расширения была очень горячей. Спустя много лет после начала расширения вещество во Вселенной состояло, по-видимому, из электронов, протонов и ядер гелия. Кроме того, имелось электромагнитное излучение: радиоволны, свет и рентгеновские лучи, находящиеся в тепловом равновесии с частицами. При дальнейшем расширении вещество и излучение охлаждались подобно тому, как охлаждается газ в цилиндре, если объем его увеличивается. Спустя сотни тысяч лет температура упала до нескольких тысяч градусов. При этом электроны соединились с протонами, образовав атомы водорода. Плотность вещества уменьшилась настолько, что оно стало прозрачным для фотонов. В результате процесс излучения и поглощения фотонов практически прекратился. Излучение, по выражению В. Л. Гинзбурга, "отрывается" от вещества. В дальнейшем температура его падает и спустя время около 10¹⁰ лет (предполагаемый возраст Вселенной) достигает 3°К.

Немногим более трех десятков лет назад в науке появилось слово "нейтрино" и было положено начало той поразительной цепи научных открытий, которые мы связываем с тем, что именуется слабыми взаимодействиями.

Наши сведения о мире обогатились, но в то же время сегодня мы яснее, чем вчера, чувствуем дыхание того "океана неизведанного", о котором говорил Ньютон еще триста лет назад.