Текст книги "Телескоп во льдах. Как на Южном полюсе рождалась новая астрономия"

Установление границ – распространенная игра в мире физики частиц и в астрофизике. Ниже мы еще столкнемся с этим понятием, когда будем рассказывать о данных, собираемых в процессе работы AMANDA и IceCube. Если ваша научная статья посвящена установлению новой границы, то в заголовке вы, скорее всего, используете слово «поиск» (search) – в том случае, если вы искали-искали, да ничего не нашли. Если же ваши поиски были успешными, то вы предпочтете слова «доказательство» (evidence) или «наблюдение» (observation).

Установление границ может также стать основанием для того, чтобы отказаться от той или иной теории, и, в сущности, эксперименты IMB и Камиоканде задали настолько высокие временные границы срока жизни протона, что это позволило отказаться от SU(5) – это значительный вклад. Затем теорию SU(5) с достаточной степенью достоверности превзошла суперсимметрия, а теоретическая продолжительность жизни протона была расширена до 10³⁶ лет – далеко за пределы возможностей описанных экспериментов. На смену Камиоканде пришел 50 000-тонный Супер-Камиоканде, он же Super-K, которому принадлежит сегодняшний экспериментальный рекорд – 10³⁴ лет («Люди из Камиоканде забили прежний рекорд до смерти», – комментирует Морс). Однако детектор UNDINE-типа, способный покрыть следующие два порядка и подвергнуть тестированию идею суперсимметрии, должен был бы весить около миллиона тонн. Итак, на смену Super-K приходит Hyper-K… так все это и развивается²⁵⁴.

Чувствительность эксперимента с распадом протона также повышается по мере его проведения. IMB и Камиоканде начали поиски следов распада протона в 1982 и 1983 годах, соответственно, и проработали на протяжении всех 1980-х. Это было прекрасным совпадением, поскольку в 1987 году случилось нечто близкое к чуду: родилась самая яркая сверхновая звезда почти за 400 лет.

* * *

23 февраля 1987-го – через 22 года после того дня, когда Фред Рейнес и его соратники обнаружили в Южной Африке первое природное нейтрино, – взрыв ничем не примечательной звезды в соседней галактике привел к тому, что на нашем небе появилась первая с 1604 года сверхновая, видимая невооруженным глазом. То давнее событие известно как «Сверхновая Кеплера», поскольку Иоганн Кеплер лично наблюдал за происходившим в небе и у него не было иного выбора, кроме как наблюдать невооруженным глазом, поскольку до изобретения телескопа оставалось еще около четырех лет.

С тех пор никому не удавалось увидеть звезду в момент ее взрыва – вплоть до события Сверхновой 1987a²⁵⁵. Когда первое волнение улеглось и стало понятно, что происходит, ученые определили, что первый свет звезды должен был достигнуть Земли в интервале, равном примерно 78 минутам. В этот интервал умещался и последний момент «ненаблюдения» звезды, и первый момент наблюдения.

Вечером 23 февраля по местному времени астроном-любитель по имени Альберт Джонс из новозеландского города Нельсон производил обычное сканирование неба с помощью домашнего телескопа, установленного на дорожке перед домом. Джонс был хорошо знаком с небом, его даже называли «величайшим астрономом-любителем всех времен». К моменту своей смерти в возрасте 93 лет в 2013 году он успел произвести более полумиллиона наблюдений переменных звезд и получил за свою работу множество научных степеней и наград, включая орден Британской Империи, полученный от королевы.

Той ночью Джонс смотрел на звезды Большого Магелланова облака – карликовой галактики неправильной формы, которую можно наблюдать только в южном небе. Облако плывет мимо Млечного Пути на расстоянии около 160 000 световых лет от него, что делает Большое Магелланово облако одним из наших ближайших соседей. С точки зрения галактических масштабов оно находится от нас буквально в паре шагов.

Джонс не заметил ничего необычного и отправился спать. Было около 11 часов утра по универсальному, или среднему гринвичскому, времени.

На следующую ночь, встав, как обычно, до рассвета, чтобы сделать очередные наблюдения, Джонс принялся изучать другую часть неба, поскольку Большое Магелланово облако он уже проверил предыдущей ночью. И это было очень обидно. В противном случае он бы стал первым человеком на Земле, заметившим одно из самых ярких событий в нашем регионе космоса за 383 года.

На следующую ночь Джонс снова наблюдал звезды в другом регионе неба, однако надвинулись облака, поэтому он перевел телескоп обратно на Большое Магелланово облако, которое изучал предыдущей ночью. Он был «довольно сильно удивлен появлением чего-то яркого и незнакомого». Джонс тут же позвонил своему другу Фрэнку Бейтсону, директору отдела переменных звезд Королевского астрономического общества Новой Зеландии. «Фрэнк, – сказал он, – в Большом Магеллановом облаке появилась звезда, которой там раньше не было»²⁵⁶.

Тем временем, почти за пять часов до того, как Джонс увидел звезду, и через 17 с небольшим часов после его чрезвычайно важного ненаблюдения (это примерно 4:20 утра по универсальному времени 24 февраля), профессиональный астроном по имени Иэн Шелтон, также наблюдавший переменные звезды, завершил регулярное трехчасовое изучение записей камеры телескопа чилийской обсерватории Лас-Кампанас, направленного на Большое Магелланово облако. Поначалу он подумал, что яркое пятно на фотографии вызвано дефектом фотопластинки, поскольку на фотографии той же галактики, сделанной предыдущей ночью, никакого пятна не было. Убедившись, что это пятно – реальный объект, Шелтон перешел от своего телескопа к пульту управления одного из больших телескопов обсерватории, чтобы обсудить новость с коллегами. Они пришли к выводу, что столь яркий и столь удаленный объект не может быть ничем иным, кроме сверхновой звезды.

В какой-то момент обсуждения ночной ассистент Оскар Дуальде, работавший на большом телескопе, вклинился в разговор и сказал, что видел тот же объект полтора часа назад, когда вышел на улицу во время перерыва на кофе. Итак, именно Дуальде стал первым человеком, воочию увидевшим это явление. Дуальде видел множество фотопластинок Большого Магелланова облака, поэтому хорошо представлял себе этот регион неба²⁵⁷. По всей видимости, он собирался рассказать о своем открытии, как только вернется с перерыва, однако получилось так, что, когда он вошел внутрь, один из коллег рассказывал непристойный анекдот. Пока ученые переводили соль шутки с разговорного английского на чилийский диалект испанского языка (на котором говорил Дуальде), он совершенно позабыл, о чем хотел рассказать коллегам. Как бы то ни было, теперь все они вместе вышли на улицу, чтобы посмотреть, – и конечно же, звезда сияла на темном небе. Научное сообщество, которое порой может быть чрезмерно щепетильным в подобных вопросах, склонно считать официальным первооткрывателем Сверхновой 1987a Шелтона. Более щедрые члены сообщества отдают должное и Джонсу с Дуальде.

Новость распространилась быстро. Бейтсон передал сообщение Джонса в австралийскую обсерваторию Сайдинг-Спринг, где все тут же бросили свои занятия и принялись изучать яркую незнакомку. Один из наблюдателей из Сайдинг-Спринг по имени Роб Макнот вспомнил, что фотографировал Большое Магелланово облако в 12:20 вечера по универсальному времени 23 февраля, через 78 минут после того, как Джонс не увидел в небе ничего необычного. Когда Макнот проявил свои негативы, сверхновая там уже была²⁵⁸. Это наблюдение было довольно ценным с научной точки зрения, поскольку оно не только позволило задать временные рамки для события, но и свидетельствовало о «быстром росте яркости» сверхновой²⁵⁹, что сильно ограничивало имевшиеся в то время теоретические модели²⁶⁰.

В течение дня буквально все астрономы-профессионалы и любители Южного полушария наслаждались зрелищем либо с помощью огромных приборов, расположенных на вершинах гор и плато, либо с помощью самодельных или любительских телескопов, установленных во дворе или на газоне, причем наблюдение велось во всех диапазонах волн – от инфракрасного до ультрафиолетового. В течение следующих месяцев диапазон наблюдений расширился до рентгеновских и гамма-лучей, и за Сверхновой 1987a теперь следили не только с помощью телескопов, но и при помощи самых разнообразных детекторов другого рода, смонтированных на аэростатах, ракетах, спутниках и как минимум на одном самолете.

Проверив свои таблицы, астрономы поняли, что взорвавшейся звездой был так называемый голубой супергигант под названием Сандулик –69° 202a (получивший имя в честь Николаса Сандулика, который внес звезду в каталог двумя десятилетиями ранее). Это была первая сверхновая, возникшая из уже известной звезды. Ее идентификация привела к сюрпризу, поскольку оказалось, что Сверхновая 1987a принадлежит к самому горячему типу сверхновой – типу II. Ранее теоретики считали, что подобный тип звезд может возникнуть только из красных супергигантов, превышающих голубые по размерам примерно в десять раз.

Для многих ученых это стало главным событием всей профессиональной жизни. В обзоре, появившемся в журнале Science примерно через год, два ведущих теоретика в области сверхновых, Стэн Вузли из Калифорнийского университета в Санта-Круз и Марк Филлипс из чилийской обсерватории Серро-Тололо, рассказали, как происходили их «персональные наблюдения»:

В течение первых нескольких недель после появления сверхновой наблюдатели и обсерватории из всех стран и континентов обменивались данными, предположениями и впечатлениями. Никто ничего не утаивал. В ходе процесса было допущено несколько ошибок, однако они быстро выявлялись, признавались и исправлялись. Это была наука в своем лучшем виде. Данных, которые у нас уже есть, будет достаточно для работы теоретиков в течение как минимум десятилетия, однако память о пережитом вместе сохранится намного дольше²⁶¹.

Вестником, который вызвал на Земле весь этот переполох, был фотон, который и до этого – с тех самых пор, как наши предки впервые подняли глаза к мерцающим звездам, – доставлял на нашу планету бÓльшую часть информации о космосе.

Но был и другой космический курьер, принесший новость о смерти звезды Сандулик –69° 202a примерно за четыре часа до того, как это сделал фотон. Он рассказал о смерти звезды с невероятной точностью и в деталях, недоступных фотону. Шестисекундная вспышка нейтрино начала свое прохождение через детектор IMB в Огайо в 7:35:41.37 утра универсального времени 23 февраля, плюс-минус 0,05 секунды (погрешность возникла из-за недостаточно точной настройки часов на приборе). Детектор Камиоканде увидел вспышку в то же самое время, плюс-минус одна минута. Также вспышку отметил большой жидкостный сцинтилляционный детектор Баксанской обсерватории нейтрино на Кавказе, аналогичный тому, что использовали Кован и Рейнес для выявления нейтрино²⁶². Так совпало, что все три этих детектора располагались в северном полушарии, но в случае нейтрино это не имеет значения.

Хотя команды IMB и Камиоканде занимались поиском следов распада протона, однако, как настоящие физики, они не отказывались и от поисков нейтрино.

Первыми пришли новости из Камиоканде. В тот год 23 февраля выпало на понедельник. Коробки с данными отправлялись автобусом из Камиока в Токио по стандартному еженедельному графику и анализировались поздно вечером в пятницу, поэтому научное сообщество – а за ним и весь мир – узнало об открытии уже утром в субботу.

У американцев процессы были организованы гораздо хуже. Все записи по проекту IMB были собственностью буквы M из аббревиатуры – то есть Мичиганского университета. Его руководитель Джек Вандервельде не считал инструмент достаточно чувствительным, чтобы увидеть нейтрино. Кроме того, большинство из мичиганских ученых в тот момент были за границей, на конференции Moriond, проходившей на одном из горнолыжных курортов Франции²⁶³.

Тем не менее Джон Лёрнд, активный участник IMB, хотя и был по уши загружен работой в DUMAND, тут же понял, что детектор IMB обязательно должен был зафиксировать это явление. Поскольку именно Лёрнд писал раздел о сверхновой в грантовой заявке IMB, все нужные цифры были у него под рукой. Через несколько дней после события Джон уговорил мичиганских ученых отправить копию записей его бывшему ученику Бобу Свободе, который недавно занял должность постдокторанта в Ирвайне. Затем они со Свободой согласовали план сканирования пленок. Вскоре после разговора с Бобом Джону позвонил один из японских коллег и сообщил, что ученые Камиоканде тоже нашли это событие в своих данных. Физики, изучавшие частицы, имели преимущество в виде электронной почты (изобретенной в ЦЕРН), и Джон регулярно пользовался этой новой технологией. Он попросил японского коллегу назвать точное время, к которому относились данные:

Насколько я могу вспомнить, примерно тогда же я посмотрел, сколько времени было в тот момент на Гавайях. Потом позвонил Свободе в Ирвайн, а он как раз закончил изучение пленки и говорит: «Есть!» Я спрашиваю: «Так, Боб, во сколько это было?» Оказалось, что расхождение с Японией составило не больше двух секунд. И тут мы поняли, что все получилось и у нас тоже…

Кстати, забавная история вышла, когда мы позвонили в Мичиган и говорим: «Все получилось!», а Джек Вандервельде в ответ: «Да ладно вам, Джон!» Я говорю: «У вас же есть пленка – промотайте ее до события номер такой-то, а потом перезвоните мне». Ну и тут уж началась суматоха.

Команда IMB рассказала о своих результатах миру примерно через 10 дней после аналогичного заявления Камиоканде²⁶⁴, и обе группы ученых опубликовали свои работы в Physical Review Letters 6 апреля²⁶⁵. Статьи в журнале были помещены одна за другой.

* * *

«В конце концов, – писали Вузли и Филлипс, – самым захватывающим и уникальным в истории SN 1987a было выявление вспышки нейтрино, которая сигнализировала о коллапсе железного ядра звезды и ее превращении в нейтронную». Цифры потрясали.

Согласно расчетам ученых, яркость света нейтрино в течение первой секунды коллапса звезды более чем в четыре раза превышала яркость фотонов во всей наблюдаемой Вселенной («то есть всей материи, от которой мы получаем свет со времен Большого взрыва»). Диаметр наблюдаемой Вселенной составляет около 20 миллиардов световых лет, а взрыв нейтрино произошел в области диаметром примерно 50 км. Иными словами, в эту первую секунду нейтрино, родившиеся в Сверхновой 1987a, несли в себе объем энергии, в 100 раз превышающий объем, который создаст наше Солнце за всю свою жизнь протяженностью в 10 миллиардов лет:

С другой стороны, мощность всего ядерного оружия в мире аналогична мощности солнечного излучения за несколько миллионных долей секунды. Рождение сверхновой – это самое мощное событие во Вселенной²⁶⁶.

Вспышку нейтрино можно представить себе как тонкую сферическую оболочку, расширяющуюся на скорости, близкой к скорости света. К тому времени, когда вспышка проходит сквозь нашу планету, ее радиус составляет 160 000 световых лет (что означает, что звезда фактически умерла много лет назад). Поскольку площадь поверхности оболочки возрастает пропорционально квадрату ее радиуса, с той же скоростью снижается интенсивность вспышки нейтрино. Тем не менее даже при таком большом расстоянии от центра вспышки в период от 10 до 20 секунд через каждый квадратный сантиметр нашей планеты ежесекундно проходит в среднем около 50 миллиардов нейтрино, зародившихся на сверхновой.

Нейтрино, как мы уже знаем, довольно застенчивое создание, и ученым удалось выявить всего 24 частицы. Камиоканде удалось увидеть 11 нейтрино за 13 секунд, IMB – 8 за 6 секунд, а Баксанской лаборатории – 5 за 10 секунд. Огромную роль в этом процессе играла удача: детектор Камиоканде чуть не упустил вспышку, поскольку автоматически переключился в режим калибровки (что занимало примерно две минуты каждый час) и вышел из него всего за одну-две минуты до того, как сквозь инструмент прошли нейтрино²⁶⁷. Проблемы были и у IMB: один из источников питания отказал за несколько часов до вспышки, и четверть оптических детекторов не работала.

Самое важное в отношении этих 24 нейтрино состояло в том, что они позволили выявить первую прямую связь между сверхновой и рождением нейтронной звезды. Как отметил теоретик Адам Берроуз на конференции по вопросам нейтрино в 1988 году,

вопросы коллапса ядра и появления нейтронных звезд на протяжении 30 лет изучались в блаженной теоретической изоляции… Выявление нейтрино обеспечило нам первое четкое подтверждение теории, связывающей воедино гибель звезд, появление сверхновых и рождение нейтронных звезд… Эти десять секунд позволили теории занять свое место в астрономии²⁶⁸.

Не у каждой звезды жизнь заканчивается рождением сверхновой. Более легкие звезды, такие как наше Солнце, тихо перерождаются в белых карликов. Звезды, вес которых превышает вес Солнца в 8 и более раз, взрываются и превращаются в нейтронные звезды, а звезды с весом более чем в 25 раз больше солнечного – в черные дыры или экзотические и поэтому пока плохо нам понятные создания под названием кварковые звезды.

Черные дыры и кварковые звезды – это единственные космические объекты, плотность которых, по нашим представлениям, может быть больше, чем у нейтронных звезд. Согласно теории, масса нейтронных звезд должна примерно на 40 % превышать массу Солнца, и масса каждого из кандидатов на это звание, которых нам удалось измерить к сегодняшнему дню, близка к этому значению. При этом диаметр нейтронной звезды должен быть всего около 20 километров, в результате чего сила гравитации на их поверхности будет более чем в 100 миллиардов раз превышать силу гравитации на Земле.

Выдающийся советский теоретик Лев Ландау впервые выдвинул предположение о существовании нейтронных звезд еще в 1932 году, всего через несколько месяцев после того, как Джеймс Чедвик открыл нейтрон²⁶⁹. Еще через два года Вальтер Бааде – тот самый, которому Вольфганг Паули проспорил ящик шампанского, – вместе со своим коллегой, астрономом Фрицем Цвикки, связал нейтронные звезды со сверхновыми²⁷⁰. «На протяжении многих десятилетий после рождения этой изначальной гипотезы и в отсутствие каких-либо экспериментальных ее подтверждений идею нейтронной звезды мог поддерживать лишь самый непоколебимый теоретик»²⁷¹. Существование этих звезд было наконец подтверждено в конце 1960-х с открытием радиопульсаров. Один из первых обнаруженных пульсаров располагался в Крабовидной туманности – голубом аморфном объекте в созвездии Тельца. По всей видимости, туманность и представляет собой останки сверхновой, находившейся на этом месте ранее (о чем свидетельствуют исторические данные). Однако это было лишь косвенное свидетельство. А окончательную точку в этом вопросе поставили нейтрино со Сверхновой 1987a.

Светящиеся звезды постоянно балансируют между гравитацией и ядерным синтезом. В ядре молодой звезды превращение ядра водорода, иными словами протонов, в ядро второго по легкости элемента, гелия, создает достаточное направленное вовне давление, чтобы не позволить ядру разрушиться под прессом гравитации. К счастью для жизни на Земле, этот же процесс порождает свет и энергию.

На момент гибели возраст звезды Сандулик –69° 202a составлял, по всей видимости, около 11 миллионов лет, и причина гибели была проста: у звезды кончилось топливо. Она сжигала водород в течение десяти из этих 11 миллионов лет. Этот процесс известен как главная последовательность в жизни звезды. Когда главная последовательность завершилась, Сандулик –69° 202a состояла из гелиевого ядра, так называемого пепла от сгорания водорода, и толстой сферической оболочки из еще не сгоревшего водорода, который теперь оказался исключенным из животворящего цикла производства энергии и давления в ядре.

Звезды – это своего рода горнила, создающие все атомы тяжелее водорода во Вселенной. Без них не могут сформироваться даже планеты, не говоря уже о какой-то форме жизни. Как говорится, мы всего лишь звездная пыль.

Гелий сгорал, создавая углерод и кислород в течение чуть менее миллиона лет. В конце этого этапа своей жизни звезда состояла из углеродно-кислородного ядра в обертке из пепла – гелия, в свою очередь обернутой в толщу водорода.

И так далее и тому подобное: более легкие ядра превращались в более тяжелые (углерод и кислород образуют неон, натрий и магний), а остаток пепла, сгорая, увеличивает тяжесть ядра. Продукты этих процессов выносятся на пассивные оболочки за пределами ядра, и звезда приобретает структуру луковицы, то есть центрального ядра, постоянно уменьшающегося в размерах и окруженного несколькими концентрическими оболочками из все более легких элементов. Смертельная спираль начинает закручиваться быстрее: для каждого последующего этапа требуется все меньше времени, чем для предыдущего.

Последними видами топлива для звезды стали кремний и сера. Им требовалась примерно неделя, чтобы сгореть и образовать ядро из плотного железа. На этом процесс останавливался, поскольку ядро железа стабильно. При его сгорании не высвобождается энергии; напротив, требуется дополнительная энергия для превращения железа либо в более тяжелый элемент, либо для расщепления его на более легкие элементы.

Ядро Сандулик –69º 202a было невероятно плотным в тот момент, когда звезде было суждено взорваться. Его диаметр составлял около половины диаметра Земли, однако оно весило именно столько, сколько требуется для превращения в нейтронную звезду: его масса была на 40 % больше массы Солнца. При этом диаметр звезды в целом – включая концентрические оболочки более легких элементов и внешнюю водородную оболочку (светившуюся из-за своей температуры голубым цветом) – был равен примерно 30 миллионам километров, то есть примерно одной пятой расстояния от Земли до Солнца.

Поскольку процессы синтеза, создававшие давление, направленное вовне, остановились, железное ядро распалось примерно за одну десятую секунды. Внешняя поверхность ядра устремилась внутрь на скорости, равной ¹/₄ скорости света. Во время коллапса, по мере того как повышение давления и распад некоторых ядер железа привели к обратному бета-распаду, начали возникать нейтрино: протоны захватывали электроны, превращались в нейтроны и выпускали электронные нейтрино, разлетавшиеся во все стороны на высокой скорости.

В процессе сжатия ядра до диаметра около 100 км давление и плотность выросли до экстраординарных величин, после чего начался настоящий катаклизм: ядра начали распадаться, свободные электроны вступали в активное взаимодействие с протонами и создавали все больше электронных нейтрино. Из высокоэнергетической пустоты возникали пары электрон-позитрон, создававшие лептонный материал для новых нейтрино и антинейтрино; другие аналогичные реакции создавали мюонные и тау-нейтрино; в конечном итоге все ароматы нейтрино и антинейтрино возникали примерно в равных долях. Однако коллапсирующее ядро было настолько плотным и непрозрачным, что даже нейтрино не могли выбраться из него. Они вместе с фотонами оказались заперты в ловушке.

В самом центре коллапсирующей звезды плотность возросла в миллионы раз, что в несколько раз превышает плотность атомного ядра: около 10¹⁴ г на кубический сантиметр (попробуйте представить себе, что плавательный бассейн площадью километр на километр и глубиной 100 м упакован в кубик со стороной 1 см). Ядерный материал был сжат настолько плотно, что сильное взаимодействие, которое в обычных условиях удерживает протоны и нейтроны рядом, изменило знак и начало расталкивать их прочь друг от друга. Это давление, направленное вовне из самого центра ядра, оказывалось чем-то вроде «бетонной стены» на пути коллапсирующей материи, продолжавшей падать извне в центр ядра. Упав на «стену», материя вновь оттолкнулась от нее в виде так называемой ударной волны, которая и привела к взрыву звезды.

По мере того как ударная волна медленно разлеталась от центра звезды, затрагивая все менее плотные слои материи и выталкивая их наружу, распадалось все больше ядер. В результате возникало все больше материала для создания нейтрино, а нейтрино, прежде замкнутые в ядре, моментально оказались на свободе. Возникла ультралюминесцентная вспышка нейтрино продолжительностью одну-две сотые секунды – самое яркое явление из известных астрофизикам.

В этой части у теоретиков, создающих модели, возникает проблема, поскольку высвобождение нейтрино должно отобрать немало энергии из ударной волны – фигурально выражаясь, лишить парус ветра, – и значит, взрыв остановится и звезда опять начнет коллапсировать. Однако, как мы точно знаем, звезда так или иначе взрывается, и возможно, это вызвано тем, что поток нейтрино из зарождающейся нейтронной звезды в центре лишь усиливает ударную волну. Эту теорию подтверждает десятисекундная продолжительность вспышки, которую отметили и IMB, и Камиоканде, и Баксан.

(Кстати, в этот момент вы можете поблагодарить нейтрино за то, что у вас такие хорошие зубы. Одно недавнее исследование показало, что некоторые антинейтрино, испускаемые ядром в течение этих десяти секунд, вступают в реакцию обратного бета-распада с ядрами неона в оболочке звезды и меняют их на фтор. Судя по всему, именно так выглядит основной механизм создания этого элемента во Вселенной²⁷².)

Поскольку ударная волна сохранила свою силу, она продолжает движение наружу и сквозь оставшуюся часть ядра, и сквозь все новые слои звездной «луковицы», не затронутые до этого момента событиями, происходившими в ядре. В результате в окружающее межзвездное пространство начинает выбрасываться все подряд, за исключением ядра из чистых нейтронов – то есть нейтронной звезды. И только когда ударная волна достигла поверхности, воссиял свет, который мы увидели своими глазами и с помощью телескопов 160 000 лет спустя.

Несмотря на великолепие оптического фейерверка, который наблюдали астрономы в Южном полушарии нашей планеты, вся эта пиротехника была просто мелочью по сравнению с масштабом вспышки нейтрино и мощью ударной волны. Энергия вспышки нейтрино была в 30 000 выше, чем энергия оптического явления, и в 200–300 раз выше, чем вся энергия разлетающегося вещества. Иными словами, около 99,5 % энергии, высвободившейся при гравитационном коллапсе железного ядра, покинуло звезду в форме нейтрино и еще около 0,5 % ушло вместе с разлетевшимися останками материи. На долю света досталось лишь несколько тысячных процента энергии.

Причина, по которой первый свет от Сверхновой 1987a достиг нашей планеты позже, чем нейтрино, состоит в том, что ударной волне потребовалось некоторое время для того, чтобы добраться до поверхности звезды. Нейтрино перемещались на скорости, близкой к скорости света, а ударная волна – в 50 раз медленнее. И тот факт, что задержка составила лишь несколько часов, подкрепил идею ученых о том, что сверхновая звезда относилась к голубым супергигантам. Красные супергиганты в несколько раз больше по размерам, поэтому для движения ударной волны к их поверхности потребовалось бы намного больше времени. Одним из величайших научных триумфов, связанных со Сверхновой 1987a, было то, что энергия нейтринной вспышки, измеренная с помощью Камиоканде и IMB, почти идеально соответствовала теоретическим расчетам для гравитационной энергии, которая должна высвобождаться при коллапсе железного ядра, масса которого составляла 1,4 массы Солнца.

В 2002 году Масатоси Косиба, руководитель союза Камиоканде, получил половину Нобелевской премии по физике «за новаторский вклад в астрофизику, и в частности за обнаружение космических нейтрино». Нобелевский комитет не упомянул никого из участников IMB, возможно, потому, что единственным претендентом на премию из этой группы мог бы стать Фред Рейнес, но он умер в 1998 году (и он уже был нобелевским лауреатом). Ученые из Баксана также не были упомянуты.