Однако мы слишком упростили нашу модель — как для поршня, так и для звезды. На поршень, конечно же, действуют силы трения. Размах его колебаний будет постепенно уменьшаться под действием этих сил, и, наконец, колебания затухнут. Спустя некоторое время поршень остановится (см. рис. 6.5, б). В недрах звезды тоже происходят процессы, подобные трению, которые тормозят ее колебания. Можно рассчитать, что если искусственно вывести звезду из равновесия, то она совершит всего 5-10 тысяч колебаний. Чтобы вернуться в равновесие, звезде потребуется лишь около 100 лет. Однако наблюдения показывают, что звезда Дельта Цефея, открытая в 1784 г., пульсирует с неизменной силой. Что же служит мотором, который поддерживает пульсации этих звезд, хотя они, казалось бы, должны были затухнуть за относительно короткое время?
Эддингтон предложил в своей книге один из возможных способов объяснения такого процесса. Сквозь внешние слои каждой звезды проникает излучение, возникающее в ее центре. Чтобы имитировать этот процесс с помощью нашей модели, представим себе, что цилиндр изготовлен из прозрачного материала, а сквозь него проходит мощное световое излучение (см. рис. 6.5, в). Газ внутри цилиндра, как и звездное вещество, не совсем прозрачен. Он поглощает часть этого излучения.
При этом газ в цилиндре нагрет так сильно, что разница температур между газом и окружающей средой очень велика, и цилиндр излучает за каждую секунду точно столько же энергии, сколько получает газ за счет частичного поглощения световых лучей.
Теперь выведем поршень из равновесия и немного сожмем газ. При этом давление и температура газа возрастут. Тогда в принципе могут реализоваться два различных случая. Сжатый газ может поглощать излучение сильнее или слабее, чем разреженный. Рассмотрим вначале первый случай. Если поглощение возрастает при сжатии, то, когда поршень опустится, температура газа будет повышаться быстрее, чем в положении равновесия. При этом газ нагреется, и его давление возрастет больше, чем просто под воздействием поршня. Избыточное давление сильнее вытолкнет поршень наружу, чем в первом случае. После того, как поршень минует положение равновесия, газ станет разреженным, а его температура упадет. При этом он будет поглощать меньше энергии, чем в положении равновесия. Газ охладится, его давление уменьшится, и поршень быстро опустится, преодолевая силу трения.
То же самое справедливо и для звезд. Если звездное вещество в определенном слое звезды будет при сжатии поглощать больше энергии и разогреваться, то эта звезда сможет пульсировать, а пульсации будут поддерживаться излучением, которое возникает в ее недрах. Если такая звезда сожмется, то излучение, идущее из ее недр к поверхности, не будет так же легко, как прежде, проходить сквозь ее внешние слои. При этом газ разогреется и звезда расширится. Расширение наступает после фазы сжатия. Вещество становится более прозрачным, оно пропускает больше энергии в окружающее пространство, внутренние части звезды охлаждаются, и сила тяжести снова приведет к сжатию звезды. Звездное вещество служит своего рода вентилем для проникающего наружу излучения. Этот вентиль открывается и закрывается в ритме пульсаций звезды.
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.
Рис. 7.1. При температурах свыше 100 миллионов градусов при столкновении электрона (серый шарик) с квантом света (красная волнистая стрелка) может образоваться пара нейтрино антинейтрино.
На поздних стадиях развития звезд, когда энергия выделяется за счет горения водорода и гелия в двух сферических слоях, ядерные реакции протекают неравномерно. Выделение энергии возрастает и убывает с периодом в несколько сотен лет. Вначале светимость звезды определяется в основном ядерной реакцией горения водорода, затем основную роль начинает играть выделение энергии при горении гелия. Эти процессы чередуются друг с другом. Над «работающим» сферическим слоем возникают области конвективного перемешивания звездного вещества. Через некоторое время это конвективное перемешивание прекращается. Для точного моделирования этих процессов с помощью вычислительной машины нужно по отдельности исследовать зажигание и угасание каждого из сферических слоев, где происходит горение ядерного топлива. Чтобы смоделировать один период изменения яркости, нужно построить по меньшей мере около сотни моделей внутренней структуры звезды. Эти сто моделей соответствуют примерно ста годам реальной жизни звезды. Нам же нужно следить за развитием звезды на протяжении нескольких миллионов лет. Мы видим, что это практически неразрешимая задача. Все исследовательские группы, которые изучают развитие звезд с помощью компьютерных моделей, не смогли до настоящего времени преодолеть эти трудности.
