100 миллиардов солнц. Рождение, жизнь и смерть звезд

Такой механизм Эддингтон описал в своей книге уже в 1926 г. Но, к сожалению, во времена Эддингтона ученые еще очень мало знали о том, как излучение проходит через звездное вещество. Все известные факты говорили о том, что при сжатии звездное вещество должно становиться более прозрачным. Если это так, то все происходит совсем наоборот: поглощение излучения будет действовать в противоположном направлении и не только не будет усиливать колебаний, но еще больше затормозит их. Именно по этой причине сам Эддингтон отверг предложенный им механизм и до самой своей смерти пытался найти другое объяснение для пульсаций цефеид.

Новый подход Жевакина к старой идее

К началу 50-х годов характеристики прозрачности звездного вещества были уже довольно подробно изучены. Оказалось, что представления Эддингтона справедливы для глубоких слоев звезд. Во внешних слоях прозрачность вещества, наоборот, уменьшается с давлением. Такие свойства характерны для звезд как раз тогда, когда температура их поверхности составляет около 5300 градусов. Жевакин в 1953 г. показал в своей фундаментальной, но долго остававшейся неизвестной работе, что в цефеидах прозрачость внешних слоев меняется достаточно сильно для того, чтобы противодействовать «силам трения» и непрерывно поддерживать колебания яркости и размеров таких звезд. Таким образом, в цефеидах «вентильный механизм» Эддингтона не ускоряет затухания колебаний, а напротив поддерживает их.

В 1963 г. наша мюнхенская группа установила, что звезда с массой 7 масс Солнца во время своего развития 5 раз пересекает полосу цефеид. Тут пригодились старые расчеты, которые мы с Норманом Бейкером провели в Мюнхене еще в 1960 г. Полученные тогда решения позволили проверить, будет колебаться звезда или нет. Мы обнаружили, что каждый раз, когда путь развития звезды пересекает полосу цефеид, наша модель предсказывает возникновение колебаний, а период колебаний очень хорошо согласуется с данными наблюдений. Мы, таким образом, установили, что цефеиды с их переменными свойствами, несомненно, укладываются в нашу схему развития звезд, которая неплохо описывает их свойства. Всякий раз, когда звезда на своем пути по диаграмме Г-Р пересекает полосу цефеид, ее блеск и размеры будут периодически изменяться. Как только она покидает полосу звезд типа Дельты Цефея, свойства внешних слоев изменяются и механизм, поддерживающий колебания, перестает работать. Колебания прекращаются.

Мартин Шварцшильд сказал однажды: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».

Глава 7 Звезды на поздних стадиях развития

Что произойдет с нашей звездой, масса которой в 7 раз больше солнечной, когда в ее центре выгорит весь гелий? Будет ли и дальше один источник ядерной энергии заменяться другим? Станет ли повышаться температура ядра, пока при 300 миллионах градусов не начнется ядерное горение углерода? К сожалению, сегодня пока еще очень трудно проследить за последующим развитием звезд с помощью вычислительной машины. После выгорания гелия в центре звезды температура и давление продолжают увеличиваться. Это ведет к горению углерода. Однако здесь возникают новые трудности.

Нейтринное охлаждение; периодическое изменение интенсивности ядерных реакций

Когда давление и температура в центре звезды становятся достаточно высокими, при встрече электрона и кванта света могут возникать две новые элементарные частицы (рис. 7.1). Одну из них мы уже знаем это нейтрино. Вторая частица очень похожа на нейтрино, ее называют антинейтрино. Свойства этой частицы очень похожи на свойства обычного нейтрино. Антинейтрино тоже свободно проникают через звездное вещество и вылетают наружу. Звезды прозрачны не только для нейтрино, но и для антинейтрино. При рождении пары таких частиц (нейтрино и антинейтрино) расходуется энергия их «родителей» — электронов и квантов света. Эта энергия принадлежит теперь родившимся «близнецам» и свободно уносится ими в космическое пространство. Когда центральная область звезды сжимается, там повышается температура и приближается начало ядерной реакции горения углерода. Одновременно возникает все больше пар нейтрино-антинейтрино. Они уносят энергию и охлаждают внутренние области звезды. При этом ядерное горение углерода прекращается или по крайней мере сводится к минимуму. Когда превращение углерода в другие элементы все же начинается, эта реакция происходит взрывообразно. Не исключено, что при таком взрыве может разрушиться вся звезда. Чтобы точно узнать последствия таких процессов, нужно провести модельные расчеты для этой фазы развития звезд. Однако это сопряжено с новыми трудностями.