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

Одной из таких сил является давление, которое оказывает солнечный свет на частицы кометных хвостов. В 1943 г. астроном Карл Вурм (1899–1975), работавший тогда в Гамбурге, показал, что давление солнечного света слишком мало, чтобы объяснить высокие скорости молекул в газовых хвостах комет.

Однако наблюдения подтверждали, что скорости молекул газа очень велики, и этот факт по-прежнему ждал своего объяснения. Поскольку молекулы газа всегда летят по направлению от Солнца, причину их движения следовало искать на Солнце. Это навело в 1950 г. Людвига Бирмана на мысль, что, по всей вероятности, Солнце постоянно испускает поток частиц, который пронизывает нашу Солнечную систему. Такие частицы уносят с собой молекулы газа, испаряющиеся с поверхности комет. В те годы уже было известно, что во время периодических хромосферных вспышек Солнце выбрасывает в окружающее пространство газовые облака. Эти частицы газа вызывают, например, северные сияния. Однако Бирман предположил, что помимо вспышек существует постоянный поток заряженных частиц, летящих от Солнца, так называемый солнечный ветер. Эти электрически заряженные частицы в основном протоны, ядра водорода — должны воздействовать на заряженные частицы газов, испаряющихся с поверхности комет, и увлекать их за собой. В то же время незаряженные молекулы должны оставаться возле головы кометы. Впоследствии параметры солнечного ветра, существование которого было предсказано Бирманом при объяснении направления кометных хвостов, были изучены с помощью спутников Земли и межпланетных станций. Эти приборы определили силу и направление солнечного ветра. Таким образом был получен ответ на вопрос, который поставил еще Апиан: почему газовые хвосты комет всегда направлены от Солнца.

Итак, Солнце постоянно теряет часть своего вещества. Но мы в наших компьютерных расчетах предполагали, что масса Солнца постоянна. Как это согласуется с существованием солнечного ветра? Быть может, здесь лежит объяснение нейтринного парадокса?

Сейчас известно, что за один год Солнце теряет вместе с солнечным ветром около 10 триллионов (т. е. 10000 миллиардов) тонн вещества. Но как бы ни было велико это число, за миллиарды лет своего существования Солнце потеряло с солнечным ветром пренебрежимо малую часть своей массы. Пока Солнце находится на главной последовательности, его масса остается практически неизменной, хотя с поверхности Солнца постоянно вылетают заряженные частицы газа, а под их воздействием кометные хвосты реют, как знамена на ветру.

Идея, о том, что звезды в процессе развития могут выбрасывать в пространство заметную долю своей массы, впервые возникла после второй мировой войны. Советский астроном В. Г. Фесенков (1889–1972) предположил тогда, что звезды главной последовательности постепенно теряют массу и при этом перемещаются вниз вдоль главной последовательности. Сегодня мы знаем, какую важную роль играет в жизни звезд потеря массы, причем на разных стадиях развития, а не только когда они находятся на главной последовательности. Мы увидим, что потеря массы на поздних стадиях развития по сути дела определяет дальнейшую судьбу звезды. Многие красные гиганты выбрасывают со своей поверхности интенсивные потоки газа в окружающее пространство. Мы пока не понимаем причины этого явления. Теория солнечного ветра еще отсутствует. Однако можно определить скорость вылетающих молекул газа и оценить, какое количество массы теряет звезда в единицу времени. Некоторые звезды теряют массу в десятки миллионов раз быстрее, чем Солнце. Эти потери столь велики, что уже за 100 миллионов лет такая звезда может выбросить в пространство заметную долю своего вещества. Быстрая потеря массы наблюдается не только у красных гигантов: мощные потоки газа в окружающее пространство испускают и горячие, массивные звезды, которые совсем недавно покинули главную последовательность. У таких звезд особенно велики скорости газовых частиц солнечного ветра. Очень часто они достигают двух-трех тысяч километров в секунду. Большая скорость потери массы у звезд на поздних стадиях развития не означает, что мы должны пересмотреть наши представления о путях развития звезд. Для тяжелых звезд, находящихся на поздних стадиях развития, сотни миллионов лет по-прежнему остаются большим промежутком времени, который существенно превышает фазу зажигания и выгорания гелия в центральной области. Только для звезд, подобных Солнцу, потери массы на стадии красных гигантов играют заметную роль. Однако именно это обстоятельство позволяет нам объяснить появление звезд на горизонтальной ветви диаграммы Г-Р шарового скопления.