Итак, ядерные реакции в процессе старения Солнца пойдут вокруг ядра. Но из-за его вырожденности, из-за его высокой теплопроводности энергия здесь не запасается, она «накачивается» в оболочку, и наступит время, когда оболочка «разбухнет» от избытка энергии. В ней разовьются очень бурные конвективные процессы, гораздо более мощные, чем в сегодняшнем Солнце. Этот процесс займет немного времени, какие-нибудь миллионы лет.
Нет, не беспокойтесь, ведь мы помним, что все эти катаклизмы начнутся скорее всего через несколько миллиардов лет, так что пока развитию нашей цивилизации со стороны термоядерных реакций на Солнце прямой угрозы нет. Ну а загадывать, что будет с человечеством даже через тысячу лет, даже при спокойном Солнце, дело гораздо более сложное, чем прогнозировать поведение светила через пару миллиардов лет. Ведь поведение человечества нельзя описать точными физическими законами.
Итак, Солнце вновь раздуется, закипит, да так, что здесь уже и от планет земной группы вряд ли что-нибудь останется, кроме оплавленных камней. Светимость Солнца возрастает при этом чудовищном кипении в тысячу с лишним раз, да еще вдобавок к этому оно станет очень большим. Короче говоря, наш желтый карлик станет красным гигантом.
Размеры этого гиганта огромны. Солнце может «раздуться» до орбит Меркурия или даже Земли. А затем красный гигант сбросит с себя все, кроме того, что находится у него в центре. Это очень интересный процесс, до конца не понятый современной астрофизикой. Почему звезда «хочет» избавиться от лишней массы? Почему она с колоссальной энергией выбрасывает часть своего «тела» в пространство?
Эти процессы связаны с нарушением равновесия. Только за один год Солнце может потерять одну миллионную часть своего веса. Гигант начнет худеть. И за какие-нибудь десять-сто тысяч лет от него останется лишь центральная часть — ядро, о котором мы уже говорили. Гигант как бы сбросит все, что оказалось ненужным ему на этой стадии эволюции.
Звездная материя образует около оставшегося ядра так называемую планетарную туманность, которая постепенно исчезнет, рассеется в космическое пространство. Этот своеобразный звездный стриптиз приведет к тому, что рано или поздно на месте Солнца останется только его гелиевое ядро — белый карлик.
Мы уже говорили о свойствах ядра, которое представляет собой вырожденный газ. Возможно, дальнейшая судьба белого карлика определяется его массой и температурой. В случае нашего Солнца есть вариант, при котором белый карлик будет просто остывать в течение миллионов лет и превратится в «черный карлик» — холодную маленькую звезду размером с земной шар, которую из какой-нибудь другой планетной системы и наблюдать-то невозможно.
И белый и черный карлик полностью оправдывает свое название: это действительно карликовые звезды. Мы помним, что спутник одной из ярчайших звезд, Сириуса, — белый карлик. Диаметр его всего-навсего 4200 километров, меньше, чем диаметр Земли. Называется он Сириус В. А пример эволюции Солнца, который мы сейчас (в сильно упрощенном виде) рассмотрели, приводит нас к более общей проблеме — проблеме эволюции звезд вообще.
Мы уже рассмотрели достаточно подробно протозвездный этап эволюции. После фрагментации часть облака сжимается в протозвезду, и, когда включаются протон-протонные реакции (или C – N – О-цикл), протозвезда становится звездой, поскольку именно тогда гравитация и газовое давление в точности уравновешивают друг друга. Звезда «прописывается» на главной последовательности, но «место прописки» зависит от массы звезды. Звезды большой массы располагаются вверху диаграммы Герцшпрунга — Рессела, маломассивные звезды — в ее нижней части.
По сравнению с временем протозвездной стадии период пребывания на главной последовательности велик. Звезды медленно меняют свои характеристики, находясь на главной последовательности, но все таки меняют. Запасы ядерного горючего в них ограниченны. Кроме того, наблюдаются смены тепловых режимов. Так что изменения со звездами происходят. Наша задача — посмотреть, как они идут у звезд различной массы.
Перетекание вещества в двойной системе с образованием аккреционного диска.
Оценки показывают, что у звезды с массой в одну четвертую часть массы Солнца водород будет гореть в протон-протонном цикле около 70 миллиардов лет. Это означает, что даже самые старые из звезд малой массы за время существования Вселенной не успели выжечь свой водород и уйти с главной последовательности. Поэтому многие астрофизики считают вопрос об эволюции таких звезд малоинтересным и тривиальным.