Превращение нейтрино между электронным, мюонным и тау-типами заметно меняет передачу энергии внутри коллапсирующего ядра и влияет на то, произойдёт ли взрыв сверхновой или звезда сколлапсируется в чёрную дыру.

Астрофизики смоделировали гибель 195 звёзд массой от девяти до 120 масс Солнца. Результаты показали, что превращение нейтрино перераспределяет энергию внутри коллапсирующей звезды и меняет условия, при которых ударная волна запускает взрыв.

Когда массивная звезда исчерпывает ядерное топливо, железное ядро теряет устойчивость и сжимается под собственной гравитацией. Внешние слои падают внутрь, сталкиваются с плотным ядром и создают ударную волну. Но волна быстро теряет энергию и останавливается. Для взрыва звезде нужно, чтобы поток нейтрино передал достаточно энергии веществу за ударным фронтом и вернул волну в движение.

Нейтрино почти не взаимодействуют с обычным веществом, но при коллапсе их рождается огромное количество. Они уносят около 99% гравитационной энергии, высвобождаемой при формировании протонейтронной звезды. Электронные нейтрино и антинейтрино особенно важны, поскольку через них часть энергии возвращается окружающему веществу.

Раньше многие модели сверхновых не учитывали превращение нейтрино около протонейтронной звезды, так как полноценный расчёт требует огромных вычислительных ресурсов. Авторы применили упрощённую схему: сравнили пять вариантов для каждой звезды — один без превращений нейтрино и четыре сценария с изменением типа в областях разной плотности.

Разница оказалась особенно заметной для звёзд массой от 16 до 30 масс Солнца. В ряде моделей звезда, которая успешно взрывалась без учёта превращений, после добавления этого процесса уже не могла возродить ударную волну и переходила к коллапсу с образованием чёрной дыры.

В базовом варианте без превращений нейтрино взрыв не происходил у 25,6% смоделированных звёзд. В зависимости от глубины, где запускалось изменение типа частиц, доля неудачных взрывов возрастала от 50,8% до 96,4%. С учётом того, что менее массивные звёзды встречаются чаще, диапазон составил от 47,6% до 88,3% против 27% в исходной модели.

Авторы предупреждают: эти числа нельзя воспринимать как реальную долю звёзд, становящихся чёрными дырами. Исследователи использовали сферически-симметричную модель и упрощённо задавали превращение нейтрино. В настоящей сверхновой процесс развивается во времени и пространстве намного сложнее, а трёхмерные потоки вещества, конвекция и нестабильности способны изменить исход коллапса. Некоторые варианты с очень высокой долей неудачных взрывов уже расходятся с астрономическими наблюдениями.

Расчёты показывают понятный физический механизм. Когда превращения перераспределяют энергию от электронных нейтрино к другим типам, вещество за остановившейся ударной волной получает меньше энергии. Волне становится труднее ускориться, поэтому вероятность коллапса растёт. Если же превращение происходит ближе к самой ударной волне, эффект может быть противоположным и помочь взрыву начаться раньше.

Изменения затрагивают и остаток после успешного взрыва. Когда превращения нейтрино учитываются, ударная волна иногда запускалась раньше, вещество меньше времени падало на протонейтронную звезду, а получившаяся нейтронная звезда оказывалась легче. Расчётные массы лучше совпадали с наблюдаемым диапазоном, где многие нейтронные звёзды имеют массу около 1,2–1,4 массы Солнца.

Новый механизм может помочь объяснить две давние загадки астрофизики. Астрономы находят меньше сверхновых с коллапсом ядра, чем ожидают по скорости рождения массивных звёзд. Кроме того, среди предшественников сверхновых второго типа не хватает красных сверхгигантов массой от 16 до 30 масс Солнца. Если часть таких звёзд действительно коллапсирует почти без яркой вспышки, наблюдатели просто не включают их в обычную статистику сверхновых.

О существовании таких «неудачных сверхновых» говорят и наблюдения. Современные оценки допускают, что яркого взрыва могут не давать от нескольких процентов до значительной доли коллапсов массивных звёзд. Крупнейшие нейтринные детекторы уже ищут признаки космического фона нейтрино от давно произошедших сверхновых.

Следующий шаг — многомерные модели, где превращения нейтрино рассчитываются вместе с движением вещества и меняются по мере развития коллапса. Только такие вычисления позволят понять, насколько сильно квантовые свойства почти неуловимых частиц меняют соотношение между сверхновыми, нейтронными звёздами и чёрными дырами.