Вселенная, жизнь, разум

Шаровое скопление M3 - "старый" объект. Ясно видно, что в верхней части главной последовательности диаграммы, построенной для этого скопления, звезд почти нет. Зато ветвь красных гигантов у M3 представлена весьма богато, в то время как у NGC 2254 красных гигантов очень мало. Это и понятно: у старого скопления M3 большое число звезд уже успело "сойти" с главной последовательности, в то время как у молодого скопления NGC 2254 это произошло только с небольшим числом сравнительно массивных, быстро эволюционирующих звезд. Обращает на себя внимание, что ветвь гигантов для M3 идет довольно круто вверх, а у NGC 2254 она почти горизонтальна. С точки зрения теории это можно объяснить значительно более низким содержанием тяжелых элементов у M3. И действительно, у звезд шаровых скоплений (так же как и у других звезд, концентрирующихся не столько к галактической плоскости, сколько к галактическому центру) относительное содержание тяжелых элементов незначительно.

На диаграмме "показатель цвета-светимость" для M3 видна еще одна почти горизонтальная ветвь. Аналогичной ветви на диаграмме, построенной для NGC 2254, нет. Теория объясняет появление этой ветви следующим образом. После того как температура сжимающегося плотного гелиевого ядра звезды - красного гиганта - достигнет 100-150 млн. К, там начнет идти новая ядерная реакция. Эта реакция состоит в образовании ядра углерода из трех ядер гелия. Как только начнется эта реакция, сжатие ядра прекратится. В дальнейшем поверхностные слои звезды увеличивают свою температуру и звезда на диаграмме "спектр-светимость" будет перемещаться влево. Именно из таких звезд образуется третья горизонтальная ветвь диаграммы для M3.

На рис. 17 схематически приведена сводная диаграмма "цвет-светимость" для 11 скоплений, из которых два (M3 и M92) шаровые. Ясно видно, как "загибаются" вправо и вверх главные последовательности у разных скоплений в полном согласии с теоретическими представлениями, о которых уже шла речь. Из рис. 17 можно сразу определить, какие скопления являются молодыми и какие старыми. Например, "двойное" скопление ? и h Персея молодое. Оно "сохранило" значительную часть главной последовательности. Скопление M41 старше, еще старше скопление Гиады и совсем старым является скопление M67, диаграмма "цвет-светимость" для которого очень похожа на аналогичную диаграмму для шаровых скоплений M3 и M92. Только ветвь гигантов у шаровых скоплений находится выше в согласии с различиями в химическом составе, о которых говорилось раньше.

Таким образом, данные наблюдений полностью подтверждают и обосновывают выводы теории. Казалось бы, трудно ожидать наблюдательной проверки теории процессов в звездных недрах, которые закрыты от нас огромной толщей звездного вещества. И все же теория и здесь постоянно контролируется практикой астрономических наблюдений. Нужно отметить, что составление большого количества диаграмм "цвет-светимость" потребовало огромного труда астрономов-наблюдателей и коренного усовершенствования методов наблюдений. С другой стороны, успехи теории внутреннего строения и эволюции звезд были бы невозможны без современной, вычислительной техники, основанной на применении быстродействующих электронных счетных машин. Неоценимую услугу теории оказали также исследования в области ядерной физики, позволившие получить количественные характеристики тех ядерных реакций, которые протекают в звездных недрах. Без преувеличения можно сказать, что разработка теории строения и эволюции звезд является одним из крупнейших достижений астрономии второй половины XX столетия.

Развитие современной физики открывает возможность прямой наблюдательной проверки теории внутреннего строения звезд, и в частности Солнца. Речь идет о возможности обнаружения мощного потока нейтрино, который должно испускать Солнце, если в его недрах имеют место ядерные реакции. Хорошо известно, что нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействует с другими элементарными частицами. Так, например, нейтрино может почти без поглощения пролететь через всю толщу Солнца, в то время как рентгеновское излучение может пройти без поглощения только через несколько миллиметров вещества солнечных недр. Если представить себе, что через Солнце проходит мощный пучок нейтрино с энергией каждой частицы в 10 млн. эВ, то из нескольких десятков миллионов нейтрино поглотится только одно. Отсюда ясно, что обнаружить поток солнечных нейтрино чрезвычайно трудно. Вместе с тем это представляется весьма заманчивым, так как обнаруженные каким-либо способом солнечные нейтрино приходят к нам непосредственно из его глубин. Следовательно, изучая эти нейтрино, можно получить достаточно подробную информацию о физических условиях в центральных областях Солнца.