Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

Можно отсюда предположить, что мощные вихри уносят звездную материю вопреки слабому поверхностному притяжению.

Большой красный гигант Бетельгейзе достаточно близок к нам, и астрономы в состоянии собрать о нем кое-какие данные. Например, считается, что звездный ветер Бетельгейзе в миллиард раз сильнее, чем солнечный. Даже учитывая, что масса Бетельгейзе в 16 раз больше массы Солнца, эта масса при такой скорости расхода может растаять полностью примерно через миллион лет (если не коллапсирует много раньше).

По-видимому, мы можем предположить, что солнечный ветер нашего светила не слишком далек от средней интенсивности всех звездных ветров вообще. Если мы допустим, что в нашей галактике имеется 300 млрд. звезд, то общая масса, потерянная через звездный ветер, будет равняться З Х 1020 кг/с.

Это значит, что каждые 200 лет от звезд в межзвездное пространство уходит количество вещества, равное массе Солнца. Приняв, что нашей Галактике 15 млрд. лет и что солнечные ветры на протяжении этого времени «дули» одинаково, получим, что общая масса вещества, перенесенного от звезд в пространство, равна массе 75 млн. звезд, как наше Солнце, или приблизительно 1/3 массы Галактики.

Но звездные ветры берут начало с поверхностных слоев звезд, а эти слои целиком (или почти целиком) состоят из водорода и гелия. Поэтому звездные ветры целиком (или почти целиком) содержат те же водород и гелий и никаких тяжелых ядер в галактическую смесь не привносят.

Тяжелые ядра образуются в центре звезды и, будучи далеки от звездной поверхности, при образовании звездного ветра остаются недвижимы.

Когда в верхних слоях звездной структуры имеются какие-то следы тяжелых ядер (что имеет место у нас на Солнце), звездный ветер, естественно, включает эти немногие ядра. Тяжелые ядра изначально не были образованы в недрах звезд, но появились там, когда звезда уже сформировалась. Они возникли от действия какого-то внешнего источника, который нам предстоит найти.

ВЫХОД ЧЕРЕЗ КАТАСТРОФУ

Если звездные ветры — это не тот механизм, благодаря которому тяжелые ядра переносятся из центра звезды во внешнее пространство, тогда обратимся к бурным событиям, происходящим, когда звезда покидает главную последовательность.

Здесь мы сразу же должны вычеркнуть большинство звезд.

Примерно 75–80 % существующих звезд много меньше Солнца. Они остаются в главной последовательности где-то от 20 до 200 млрд. лет, в зависимости от того, насколько они малы, а это значит, что ни одна из мелких звезд, существующих ныне, еще не покидала главной последовательности. Даже самые старые из них, образовавшиеся на заре Вселенной в течение первого миллиарда лет после Большого взрыва, еще не успели израсходовать свое водородное горючее до того предела, когда они должны будут оставить главную последовательность.

Кроме того, когда маленькая звезда в самом деле покидает главную последовательность, она делает это без лишнего шума. Насколько мы знаем, чем меньше звезда, тем спокойнее она покидает эту последовательность. Маленькая звезда (как в общем и все звезды), расширяясь, превратится в красный гигант, но в данном случае это расширение приведет к образованию небольшого красного гиганта. Он, вероятно, проживет значительно дольше, чем другие, более крупные и заметные, и в конце концов, коллапсируя, более или менее спокойно превратится в белый карлик, конечно, не такой плотный, как Сириус В.

Тяжелые элементы, образовавшиеся в глубинах маленькой звезды (в основном углерод, азот и кислород), оставаясь в ее ядре в течение ее существования в главной последовательности, будут оставаться там и после превращения звезды в белый карлик. Ни при каких обстоятельствах не перейдут они в хранилище межзвездного газа более чем в ничтожном количестве. За исключением очень редких случаев, тяжелые элементы, возникшие в маленьких звездах, остаются в этих звездах неопределенно долго.

Звезды, по массе равные Солнцу (а таких 10–20 %), коллапсируют и превращаются в белые карлики, пробыв на главной последовательности всего от 5 до 15 млрд. лет. Наше Солнце, которое должно находиться в главной последовательности около 10 млрд. лет, все еще находится на ней, потому что оно образовалось только 5 млрд. лет назад.

Солнцеобразные звезды, возрастом старше нашего Солнца, к настоящему дню, пожалуй, давно покинули главную последовательность. То же самое произошло и с другими такими же звездами, которые возникли еще в младенчестве нашей Вселенной. Звезды, равные по массе Солнцу, образуют более крупные красные гиганты, чем маленькие звезды, и эти красные гиганты, достигнув точки превращения в белый карлик, коллапсируют более бурно, чем эти звезды. Энергия коллапса сдувает верхние покровы звезды и уносит их в пространство, образуя планетарную туманность описанного ранее типа.