Так открывается первая термоядерная реакция — источник столь расточительного и вместе с тем долгого звездного существования. Затем открываются другие возможные термоядерные реакции. Но какие из них идут в звездах на самом деле, никто еще сегодня не знает.
Известно только одно. Чтобы пошли такие реакции, в недрах звезд должны быть чудовищные температуры — минимум десятки миллионов градусов! Вещество при таких температурах находится в «четвертом», плазменном состоянии. Нейтроны в свободном виде при таких температурах, как на Солнце, видимо, не живут. Когда сталкиваются два протона, они образуют ядро тяжелого водорода — дейтрон — без участия нейтрона.
В тот ничтожный миг, когда протоны вступили в зону действия ядерных сил, один из них исчезает, превращаясь в нейтрон. Выбрасываются прочь позитрон и нейтрино, и протон уже тесно сцепился со своим «обращенным» собратом в новое ядро.
Куда же девались электронные оболочки протонов, которые когда-то, пока звезда не вспыхнула, мирно окружали свои ядра? Видимо, в звезде вместе с полчищами протонов существуют и не менее густые полчища электронов. Но атомов из них уже не выйдет: слишком высока температура.
Примерно в те же годы, когда Бете раскрыл секрет источника существования звезд, Ландау попытался ответить на им же поставленный «детский» вопрос: а нельзя ли электрон силой вогнать в протон и получить нейтрон? Можно, ответил он немного спустя, но для этого нужна огромная энергия — 800 тысяч электрон-вольт на пару частиц.
Ну, какая же это огромная энергия? Сегодняшние ускорители дают уже десятки миллиардов электрон-вольт! Верно. Но Ландау перевел подсчет на масштабы целой звезды. А вещества в ней, как ни говори, «немножко» больше, чем в жиденьком пучке частиц, крутящемся в камере ускорителя. Вот так и выходило, что в звездах как будто бы электроны в протоны не загоняются. Не хватает температуры: для этого нужны многие миллиарды градусов. А в звездах, видимо, речь идет лишь о десятках миллионов.
Но есть одна вещь, от температуры как бы не зависящая, — это влияние на электронный «газ» плотности звездного вещества. Оказывается, энергию и температуру этого «газа» можно повысить одним лишь сжатием. Чем-то это напоминает нагрев воздуха в велосипедном насосе при накачивании шины.
На самом деле причина здесь другая. Ее уместнее сравнить с поведением толпы, которую вдруг начало сжимать неумолимое оцепление. Пытаясь уйти от давки, люди начинают карабкаться на фонарные столбы, на лестницы домов. Скоро и там становится тесно, — люди перебираются на крыши домов, все выше и выше.
Так ведут себя и электроны при сильном сжатии: они все выше и выше поднимаются по ступенькам энергетической лестницы. И, наконец, передовые из них достигают крыши — тех самых 800 тысяч электрон-вольт. Это начинается, когда плотность звездного вещества достигает примерно миллиона тонн в кубическом сантиметре.
Выше этой плотности почти все звездное вещество должно превратиться в нейтроны. Возникает новое, «пятое» состояние вещества — нейтронное. Предположительно его плотность должна составлять сотни миллионов тонн в кубическом сантиметре — плотность атомного ядра, невообразимо увеличенного в своих размерах!
Немыслимо, чтобы такая плотность могла где-либо быть в природе! Нет, мыслимо! А белые карлики? Удивительнейшие обитатели звездного мира, страшно маленькие и светящиеся с неистовой яркостью! Астрономы уже давно подсчитали, что их размеры составляют лишь считанные километры, а плотность может достигать десятков тысяч тонн в кубическом сантиметре.
Что ж, в недрах таких карликов вполне может существовать нейтронная сердцевина. И очень любопытно, что, образовавшись, эта сердцевина словно «захлопывает» звезду.
Сердцевина очень плотна, занимает малый объем, и остальное вещество звезды, притягиваясь ею, должно быстро упасть на центр звезды. Звезда резко сожмется, выделится чудовищная энергия. Уж не так ли вспыхивают время от времени звезды?
Одна такая звезда, которую сейчас астрономы видят в знаменитой Крабовидной туманности, девятьсот лет назад вспыхнула так ярко, что даже днем ее было видно невооруженным глазом, а ночью ее блеск затмевал свет Луны! Это не выдумка: о замечательной звезде писали в один голос многие летописцы того времени.
Было высказано предположение, что эта звезда — нейтронная. Правда, оно как будто не подтвердилось.
Когда же родится нейтринная астрономия, когда она научится не только улавливать мощные потоки нейтрино, но и измерять их энергию, тогда можно будет поставить решающий опыт. Вспыхнет где-нибудь сверхъяркая звезда — и немедленно к ней потянутся щупальца обычных и нейтринных телескопов. Ведь при переходе вещества в нейтронное состояние образуется целая туча нейтрино.