С1
>4). Количества этой жидкости достаточно, чтобы, например, заполнить большой бассейн для плавания. В таком гигантском количестве перхлорэтилена можно ожидать образования около десятка изотопов аргона ежедневно из-за захвата солнечных нейтрино ядрами
>37С1, входящими в состав жидкости. Оказывается, что средства современной экспериментальной физики позволяют обнаружить это ничтожно малое количество вновь образовавшихся изотопов аргона.
Эту установку можно рассматривать как своеобразный гигантский термометр для измерения температуры центральных областей Солнца, ибо количество вновь образовавшихся изотопов аргона сильно зависит от энергетического спектра солнечных нейтрино, который, как уже упоминалось выше, чувствительно зависит от температуры солнечных недр. Приходится только удивляться возможностям человеческого разума. Такой эксперимент был выполнен в США. Оказывается, что солнечных нейтрино раз в десять меньше, чем можно было ожидать. Возможно, это объясняется несовершенством существующих моделей солнечных недр, хотя причины могут быть и более глубокими.[20]
Вернемся, однако, к вопросу о дальнейшей эволюции звезд. Что с ними произойдет, когда реакция «гелий – углерод» в центральных областях исчерпает себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, «сбрасывают». Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых планетарных туманностей (фото 10-IV). После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка, «обнажатся» ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширяться, все дальше и дальше отходя от звезды.
Мощное ультрафиолетовое излучение звезды – ядра планетарной туманности – будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.