Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц - Рождение, жизнь и смерть звезд

Прежде чем ответить на этот вопрос, мы еще раз вернемся от наших тяжелых звезд к звездам, масса которых близка к солнечной. Насколько далеко можно проследить за их эволюцией с помощью компьютерных моделей?

Как мы уже видели, быстрое начало горения гелия в недрах звезд, подобных Солнцу, приводит к большим трудностям при моделировании их развития с помощью вычислительной машины. Однако с помощью метода Хенея Шварцшильд и его сотрудник Рихард Херм смогли в 1962 г. проследить за гелиевой вспышкой . Так называют резкое начало горения гелия в недрах звезды. Что же происходит там? Дальше я буду придерживаться результатов расчетов, которые выполнил Ханс-Христоф Томас в 1967 г. в своей диссертационной работе в Мюнхене.

Вспомним вначале: наша звезда с массой, близкой к солнечной, находится в правой верхней части диаграммы Г-Р (см. рис. 5.4), а в ее центре уже закончилось горение водорода. Там образовалась сферическая область, состоящая из гелия, на поверхности которой все еще идет горение водорода в богатом водородом сферическом слое. Этот слой очень разрежен, а сама звезда уже превратилась в красный гигант (см. рис. 5.2, г).

По мере того как на поверхности гелиевой сферы происходит дальнейшее превращение водорода в гелий, масса центральной гелиевой области все больше возрастает. При этом увеличиваются плотность и температура в центре звезды. Вскоре здесь начинается превращение квантов света и электронов в пары нейтрино-антинейтрино. Вместе с этими частицами уносится часть энергии из внутренней области звезды. Она постепенно охлаждается. Теперь в нашей звезде возникает необычная ситуация. Если в большинстве звезд наиболее высокая температура наблюдается в центре, то из-за нейтринного охлаждения область в самой середине нашей звезды имеет более низкую температуру, чем сферический слой, окружающий центр звезды. Этот сферический слой с самой высокой температурой лежит тем не менее в пределах гелиевой сферы. В этой наиболее горячей области начинается ядерное горение гелия. Поскольку горение гелия протекает при высокой плотности звездного вещества, эта ядерная реакция возникает внезапно. Такой процесс называют гелиевой вспышкой. Следовательно, гелий в недрах звезды загорается очень быстро, и трудно надеяться, что на этой стадии развития сильно изменится «внешний облик» нашего Солнца. Звезда, состоящая из огромного количества вещества, очень слабо отреагирует на временное увеличение выделения энергии в своих недрах. Интенсивное горение гелия происходит в звездных недрах примерно в течение двухсот лет. После этого начинается равномерная ядерная реакция превращения гелия в углерод.

Впоследствии у звезды с массой, близкой к массе Солнца, тоже начинаются уже знакомые нам «болезни пожилого возраста». Интенсивность ядерных реакций в слоях, где происходит горение водорода и гелия, периодически изменяется. Поэтому исследователь, который работает с компьютерной моделью, может проследить от силы 100 лет развития такой звезды. Провести вычисления для промежутков в несколько миллионов лет становится практически невозможно. В то же время заметные изменения в структуре звезд могут произойти лишь за миллионы лет.

Таким образом, наши возможности моделирования исчерпаны. Остается надеяться, что мы можем наблюдать в природе звезды, которые прошли эти фазы развития, и наблюдения подскажут нам, что происходит с такими звездами дальше. Здесь может помочь диаграмма Г-Р шарового скопления МЗ, приведенная на рис. 2.9. Вспомним, что на ней наблюдаются звезды, которые следуют по пути от главной последовательности в область красных гигантов. Мы уже знаем, что в недрах этих звезд еще не началось ядерное горение гелия. Расчеты показали, что, когда начинается горение гелия, звезда находится в правой верхней части диаграммы. Отсюда можно сделать вывод, что в недрах звезд, которые образуют на диаграмме Г-Р горизонтальную ветвь, уже началось превращение гелия в углерод. К сожалению, компьютерные модели, которые описывают структуру звезд после гелиевой вспышки, ничего не говорят о перемещении таких звезд влево, вдоль горизонтальной ветви на диаграмме Г-Р. В рамках нашей модели такие звезды остаются справа, в области красных гигантов. Как же попадают звезды в реальных условиях на горизонтальную ветвь?

Первые шаги к решению этой задачи сделал Джон Фолкнер, ученик Хойла, который сейчас работает в г. Санта-Крус (Калифорния). Можно теперь проделать небольшой эксперимент с компьютерной моделью звезды, похожей на Солнце, в недрах которой происходит горение гелия. Мы искусственно удалим с ее поверхности некоторое количество вещества, а затем заставим нашу вычислительную машину построить модель для такой «облегченной» звезды. Оказывается, что такие звезды лежат не в правой верхней части диаграммы Г-Р, а на горизонтальной ветви. При этом даже не нужно удалять всю оболочку из вещества, богатого водородом, которое окружает гелиевое ядро: достаточно лишь частично «облегчить» звезду. Какая доля истины содержится в такой модели? Быть может, звезды, подобные Солнцу, в то время когда они находятся в области красных гигантов, теряют часть вещества со своей поверхности? А затем эти частично облегченные звезды оказываются на горизонтальной ветви диаграммы Г-Р там, где наблюдаются звезды шарового скопления, в недрах которых уже идет ядерное горение гелия? Посмотрим на рис. 7.2. По всей видимости, на стадии красного гиганта Солнце потеряет так много массы, что заметная часть его газовой оболочки улетит в пространство. Затем оно долгое время будет находиться на горизонтальной ветви диаграммы Г — Р. Рано или поздно почти вся оставшаяся масса Солнца сосредоточится в его тяжелом ядре, похожем на белый карлик. И наконец, быть может, после еще одной фазы развития Солнце полностью сбросит свою газовую оболочку и само превратится в белый карлик.