100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд - [41]
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.
Рис. 7.2. Диаграмма Г-Р, на которой схематически показан путь развития звезд, подобных нашему Солнцу. Вначале эти звезды долго находятся на главной последовательности. Затем они превращаются в красные гиганты (как показано на рис. 5.4). Там в их недрах начинается горение гелия (гелиевая вспышка). В состоянии красного гиганта звезда выбрасывает со своей поверхности так много вещества, что она постепенно начинает перемещаться по диаграмме вдоль горизонтальной ветви. Затем звезда, по всей видимости, превращается в белый карлик. Для сравнения на диаграмме показаны звезды из шарового звездного скопления МЗ, диаграмма Г-Р которого приведена на рис. 2.9.
Таким образом, компьютерная модель для звезд на поздней стадии развития подсказала нам, что эти звезды могут терять часть своего вещества. Зная это, мы можем поискать на небе подтверждение этой гипотезы. Оказывается, существует множество фактов, подтверждающих наше предположение, причем не только для звезд на поздних стадиях развития, но и для обычных звезд главной последовательности, похожих на наше сегодняшнее Солнце.
Петр Апиан, Людвиг Бирман и кометы
Первый из названных ученых в XVI в. преподавал астрономию в Ингольштадте, его настоящее имя было Петер Биневиц, он родился в Саксонии. Второй был моим предшественником в Совете общества имени Макса Планка. История, о которой пойдет речь, связана с одним интересным свойством комет, которое позволило ответить на вопрос о потере звездами части своей массы.
Кометы представляют собой тела, масса которых в миллионы раз меньше массы Земли. Они перемещаются вокруг Солнца по орбитам, имеющим форму очень вытянутых эллипсов. Наиболее известна среди них так называемая комета Галлея, которая совершает один оборот вокруг Солнца за 75 лет. Ближайшее ее появление ожидается в 1986 г.[15] Когда кометы приближаются к Солнцу, температура их поверхности растет и с нее испаряются газы, которые, по всей вероятности, сконденсированы в кометном веществе в виде льда или снега. При этом освобождаются и пылевые частицы, которые перемешаны со снегом. Газ и пылевые частицы не разлетаются равномерно во все стороны от ядра кометы. Они образуют своего рода хвост, который и придает кометам их характерный вид. Строго говоря, возникают два хвоста, которые исходят от головы кометы: пылевой хвост, вдоль которого летят частицы пыли, и газовый хвост.
