太阳更遥远的将来
前面曾讲过，用计算机模拟类太阳恒星的演化时，氦燃烧的迅猛出现
利用亨耶方法在 1962 年跟踪了“氦闪跃”。氦闪跃就是氦的迅猛燃烧。恒星内发生了什么？下面介绍一下汉斯-克里斯托夫·托马斯(Hans-ChristophThomas)1967 年在慕尼黑获得博士学位所进行的计算。
回忆一下，我们的类太阳恒星，位于赫罗图的右上方（图 5-4），它中心的氢早已耗尽，在中心区域内出现了一个氦球。氦球表面处有一个壳层，那里有氢燃烧，壳层不断吞食外部含氢丰富的区域，壳层外部的外壳延伸得很远。恒星这时已变成了红巨星（见图 5-2(d)）。
由于氦核表面的氢变为氦，使得氦核不断地吞入质量，它使中心的密度和温度上升，于是光子和电子很快产生中微子对，并使得内部的一部分能量被中微子直接带走。由于中微子的作用，使中心区域变冷。恒星的中心点在一般情况下应该是最热的，但现在由于中微子的致冷作用，使得恒星中心点的温度低于氦球内其他区域的温度。而氦很快就在温度最高的区域内开始燃烧。由于氦的聚变是在高密度情况下进行的，它会燃烧得非常迅猛，这就是氦闪跃。不过即使是氦燃烧进行得非常迅猛，人们也不应该相信，在太阳（假定有朝一日太阳变到这一步）的外部会有明显的感觉。由于太阳的惯性可以使内部产能率短时间的增大而在外部仅有很小的影响。氦燃烧在 200 年时间里进行得很剧烈，然后它又逐渐回复为平稳的燃烧。
在这以后就再次出现了所有后期演化恒星的老年毛病。壳房源以闪跃方式燃烧，并迫使计算机去考察在 100 年内所发生的各种过程。在这种情况下要通过计算途径去研究几百万年，甚至更长时间的恒星演化就成为不可能。但是要想知道恒星下步的演化就必须要很长时间。
我们的技巧只能到此为止。余下的是，或许通过观测能够找到已经越过这个演化阶段的恒星，从而获得有关恒星下步演化情况的信息。为此，图 2-9 所示的球状星团赫罗图对我们很有帮助。我们可以回忆一下，在这里能够观测到的恒星都是处于由主序向红巨星演化途中的恒星，在它们的内部氦还没有开始燃烧。计算告诉我们，当氦燃烧开始时，恒星的位置处于图中的右上方。由此可以得到这样的结论，图中在水平分支上的恒星，它们内部的氦必定已经开始燃烧了。可是描述氦闪跃以后的计算模型丝毫也没有向左转到水平分支的趋势，它们仍然停留在右边红巨星区域内。那么水平分支上的恒星是怎么来的呢？
现在在加利福尼亚工作的霍伊尔的学生约翰·福尔克纳(Hohn Faulkner)首先提出了解决这个问题的想法。人们可以用有氦燃烧的类太阳恒星的计算模型进行一个小实验。如果从它的表面人为地去掉一部分质量，再让计算机去计算这个被部分切除的恒星模型的内部结构，就会得到这个恒星模型不再位于赫罗图的右上方，而是靠近水平分支。而且并不需要将氦核外面的全部含氢丰富的外壳都去掉，只需部分切除就够了。通过这个计算实验我们是否已找到了真正的踪迹？也许在红巨星阶段的类太阳恒星一旦从表面损失一部分物质，即丢失一部分外壳以后，它就会移到人们在球状星团赫罗图中已观测到的水平分支上？在水平分支上的恒星似乎内部已开始了氦燃烧。下面我们看一下图 7-2。或许那就是太阳遥远的将来：在红巨星阶段它损失了很多物质，将外壳的相当部分抛到宇宙中去了，然后它就能长时间地停留在水平分支上？情况好像就是这样的。太阳迟早会把几乎全部的质量集中到它的白矮核内，并且最终在某一演化阶段将外壳抛出去，然后变成一颗白矮星。
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计算得到的恒星后期演化模型使我们认识到恒星会损失物质。根据这个认识我们再进行观测，则发现有一系列迹象可以说明，不仅是后期演化恒星，而且像太阳这样很平稳的主序星也存在物质损失。
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