Белый карлик в недрах красного гиганта

Когда компьютерная модель уже не может предсказать последующее развитие звезды, мы можем попытаться взглянуть на негo и подумать, могут ли наблюдательные данные подсказать нам, что же будет дальше? Где мы должны искать ответ на этот вопрос? Что представляет собой структура звезды на последней стадии, которую удалось смоделировать с помощью ЭВМ?

Когда звезда с массой в 7 раз больше солнечной в ходе своего развития достигла стадии, на которой кончаются наши вычислительные возможности, ее центральная область сильно сжата, плотность вещества в этой области очень высока. Перед этим в центре звезды вначале полностью выгорел водород, а затем гелий. Когда наша звезда еще находилась на главной последовательности, плотность вещества в ее центре была меньше одной сотой плотности воды. Спустя некоторое время после выгорания водорода и гелия плотность в центре звезды возрастает до 10 тонн на кубический сантиметр. Мы знаем, что вещество с такой высокой плотностью наблюдается в белых карликах.

Таким образом, в недрах нашей звезды, которая находится на поздней стадии развития, имеется ядро с очень высокой плотностью. Масса этого ядра чуть больше массы Солнца. Его радиус близок к радиусу белого карлика с такой же массой. Все свойства такого ядра должны напоминать свойства белого карлика за исключением того, что вокруг него имеется огромная газовая оболочка, масса которой примерно в 6 раз больше массы Солнца. Это справедливо для всех красных гигантов и для еще более ярких сверхгигантов, в центре которых выгорел гелий. Во всех таких звездах есть тяжелое ядро, так же, как в рассматриваемой нами звезде с массой в 7 раз больше солнечной. В середине красного гиганта спрятан белый карлик! Если бы мы могли удалить газовую оболочку, окружающую плотное ядро, то осталась бы звезда, ничем не отличающаяся от обычного белого карлика. Может ли звезда, которая находится на последней стадии развития, сбросить свою газовую оболочку и превратиться в белый карлик, похожий на спутник Сириуса?

Прежде чем ответить на этот вопрос, мы еще раз вернемся от наших тяжелых звезд к звездам, масса которых близка к солнечной. Насколько далеко можно проследить за их эволюцией с помощью компьютерных моделей?