100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд - [40]

Собственно говоря, даже если бы мы смогли решить задачу, то затем перед нами возникли бы новые проблемы. Ядерное горение стало бы еще более сложным. Когда два ядра атомов углерода сталкиваются и взаимодействуют друг с другом, результатом этой реакции могут служить разные продукты. Возникают ядра магния, кислорода, неона или натрия. Все эти ядра синтезируются с различной вероятностью. Химический состав звезды еще больше усложняется. Кроме того, ядерное горение многих более тяжелых элементов начинается при близких значениях температуры. Иными словами, в одном и том же месте звезды могут одновременно протекать различные ядерные реакции. Создатели компьютерных моделей вынуждены были отступить перед столь сложной задачей. На этом этапе развития звезд были исчерпаны возможности построения компьютерных моделей. Теперь мы уже не можем точно сказать, что происходит дальше со звездами. Тем не менее можно выдвинуть некоторые разумные предположения.

Белый карлик в недрах красного гиганта

Когда компьютерная модель уже не может предсказать последующее развитие звезды, мы можем попытаться взглянуть на негo и подумать, могут ли наблюдательные данные подсказать нам, что же будет дальше? Где мы должны искать ответ на этот вопрос? Что представляет собой структура звезды на последней стадии, которую удалось смоделировать с помощью ЭВМ?

Когда звезда с массой в 7 раз больше солнечной в ходе своего развития достигла стадии, на которой кончаются наши вычислительные возможности, ее центральная область сильно сжата, плотность вещества в этой области очень высока. Перед этим в центре звезды вначале полностью выгорел водород, а затем гелий. Когда наша звезда еще находилась на главной последовательности, плотность вещества в ее центре была меньше одной сотой плотности воды. Спустя некоторое время после выгорания водорода и гелия плотность в центре звезды возрастает до 10 тонн на кубический сантиметр. Мы знаем, что вещество с такой высокой плотностью наблюдается в белых карликах.

Таким образом, в недрах нашей звезды, которая находится на поздней стадии развития, имеется ядро с очень высокой плотностью. Масса этого ядра чуть больше массы Солнца. Его радиус близок к радиусу белого карлика с такой же массой. Все свойства такого ядра должны напоминать свойства белого карлика за исключением того, что вокруг него имеется огромная газовая оболочка, масса которой примерно в 6 раз больше массы Солнца. Это справедливо для всех красных гигантов и для еще более ярких сверхгигантов, в центре которых выгорел гелий. Во всех таких звездах есть тяжелое ядро, так же, как в рассматриваемой нами звезде с массой в 7 раз больше солнечной. В середине красного гиганта спрятан белый карлик! Если бы мы могли удалить газовую оболочку, окружающую плотное ядро, то осталась бы звезда, ничем не отличающаяся от обычного белого карлика. Может ли звезда, которая находится на последней стадии развития, сбросить свою газовую оболочку и превратиться в белый карлик, похожий на спутник Сириуса?

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?

Дальнейшая судьба Солнца

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.