Впоследствии у звезды с массой, близкой к массе Солнца, тоже начинаются уже знакомые нам «болезни пожилого возраста». Интенсивность ядерных реакций в слоях, где происходит горение водорода и гелия, периодически изменяется. Поэтому исследователь, который работает с компьютерной моделью, может проследить от силы 100 лет развития такой звезды. Провести вычисления для промежутков в несколько миллионов лет становится практически невозможно. В то же время заметные изменения в структуре звезд могут произойти лишь за миллионы лет.
Таким образом, наши возможности моделирования исчерпаны. Остается надеяться, что мы можем наблюдать в природе звезды, которые прошли эти фазы развития, и наблюдения подскажут нам, что происходит с такими звездами дальше. Здесь может помочь диаграмма Г-Р шарового скопления МЗ, приведенная на рис. 2.9. Вспомним, что на ней наблюдаются звезды, которые следуют по пути от главной последовательности в область красных гигантов. Мы уже знаем, что в недрах этих звезд еще не началось ядерное горение гелия. Расчеты показали, что, когда начинается горение гелия, звезда находится в правой верхней части диаграммы. Отсюда можно сделать вывод, что в недрах звезд, которые образуют на диаграмме Г-Р горизонтальную ветвь, уже началось превращение гелия в углерод. К сожалению, компьютерные модели, которые описывают структуру звезд после гелиевой вспышки, ничего не говорят о перемещении таких звезд влево, вдоль горизонтальной ветви на диаграмме Г-Р. В рамках нашей модели такие звезды остаются справа, в области красных гигантов. Как же попадают звезды в реальных условиях на горизонтальную ветвь?
Первые шаги к решению этой задачи сделал Джон Фолкнер, ученик Хойла, который сейчас работает в г. Санта-Крус (Калифорния). Можно теперь проделать небольшой эксперимент с компьютерной моделью звезды, похожей на Солнце, в недрах которой происходит горение гелия. Мы искусственно удалим с ее поверхности некоторое количество вещества, а затем заставим нашу вычислительную машину построить модель для такой «облегченной» звезды. Оказывается, что такие звезды лежат не в правой верхней части диаграммы Г-Р, а на горизонтальной ветви. При этом даже не нужно удалять всю оболочку из вещества, богатого водородом, которое окружает гелиевое ядро: достаточно лишь частично «облегчить» звезду. Какая доля истины содержится в такой модели? Быть может, звезды, подобные Солнцу, в то время когда они находятся в области красных гигантов, теряют часть вещества со своей поверхности? А затем эти частично облегченные звезды оказываются на горизонтальной ветви диаграммы Г-Р там, где наблюдаются звезды шарового скопления, в недрах которых уже идет ядерное горение гелия? Посмотрим на рис. 7.2. По всей видимости, на стадии красного гиганта Солнце потеряет так много массы, что заметная часть его газовой оболочки улетит в пространство. Затем оно долгое время будет находиться на горизонтальной ветви диаграммы Г — Р. Рано или поздно почти вся оставшаяся масса Солнца сосредоточится в его тяжелом ядре, похожем на белый карлик. И наконец, быть может, после еще одной фазы развития Солнце полностью сбросит свою газовую оболочку и само превратится в белый карлик.