ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ

П. Н. Холопов

С давних пор люди обращали внимание на неоднородность видимого распределения звезд на небе. Го­раздо позже .было осознано и доказано существование реальных звездных скоплений, примером которых являются Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Облачная структура Млечного Пути позволила говорить о существовании в Галактике отдельных звездных облаковобразований, значительно превышающих по своим размерам звездные скопления. Реальность многих из них неоднократно подвергалась сомнению, так как не исключено, что они соответствуют лишь направлениям, в которых мы видим больше далеких звезд вследствие большей прозрачности этих областей галактического пространства.
В двадцатых годах нашего века, в связи с накоплением сведений о собственных движениях, лучевых скоростях и спектральных классах звезд, было обращено внимание на существование в Галактике обширных звездных ,групп, напоминающих звездные скопления, но по размерам иногда приближающихся к звездным облакам. В отличие от звездных скоплений, эти группы обычно не показывают заметной концентрации ярких звезд к своему центру и не выделяются на фоне звездного неба без предварительного выявления их членов методами фотометрического и спектрального анализа.
Первые списки группировок горячих звезд высокой светимости спектральных классов О—В были опубликованы в 1928 г. Струве и в 1929 г. Паннекуком. Термин «ассоциации» был применен в 1930 г. Пэйн к сгущениям звезд, содержащимся в списке Паннекука. Тогда же Шепли предложил называть звездными ассоциациями огромные движущиеся скопления звезд вроде группы Большой Медведицы.
Возможность более тщательного изучения группировок горячих звезд высокой светимости появилась лишь к концу 30-х годов. К этому времени были разработаны методы учета поглощения света в космическом пространстве, более точного определения видимых величин и светимостей звезд ранних спектральных классов, а следовательно, и их. расстояний от Солнца. В 1943 г. Байделман детально изучил обширную группировку горячих и холодных сверхгигантов, окружающую двойное скопление xи h Персея, а Струве — группировку горячих сверхгигантов вокруг скопления NGC 6231.
Вскоре после публикации этих работ появилась статья Джоя, который исследовал напоминавшие спектр солнечной хромосферы эмиссионные спектры одиннадцати карликовых неправильных переменных звезд, связанных с диффузными туманностями и названных им звездами типа Т Тельца.
В 1947 г., обратив внимание на упомянутые выше работы Байделмана и Струве, а также на работу Джоя, из которой, Казалось, следовало, что немногочисленные изученные Джоем звезды типа Т Тельца сосредоточены в основном в двух противоположных ограниченных областях неба, В. А. Амбарцумян решил, что карликовые звезды типа Т Тельца образуют в пространстве большие группировки, подобные группировкам горячих звезд высокой светимости, наблюдаемым в районах скоплений x и h Персея и NGC 6231. Обширные группировки горячих звезд В. А. Амбарцумян назвал O-ассоциациями, а аналогичные им группы переменных типа Т Тельца — Т-ассоциациями.
Считая, что ассоциации содержат лишь сравнительно немногочисленные звезды того вида, которые опреде­ляют их тип (О—В или Т Тельца), В. А. Амбарцумян пришел к выводу о низкой пространственной плотности и динамической неустойчивости ассоциаций в поле при­ливных сил Галактики. При столь низкой плотности ассоциации должны были растягиваться в галактической плоскости и быстро разрушаться в процессе их обращения вокруг галактического центра. Однако они наблюдались. Отсюда  следовало, что или неверно заключение об их низкой пространственной плотности или ассоциации как звездные системы воз­никли сравнительно недавно и еще не успели распасться, Учитывая астрофизические признаки возможной моло­дости членов ассоциаций (высокую светимость О—В звезд, истечение вещества из звезд типов Р Лебедя, Вольфа—Райе и Т Тельца), В. А. Амбарцумян выбрал вторую альтернативу. В свою очередь это привело его к важнейшему выводу о том, что процесс звездообразования в Галактике продолжается в настоящее время.
Выдвижение этой концепции стимулировало всестороннее исследование группировок горячих гигантов и орионовых переменных (так теперь называются связанные с диффузными туманностями неправильные переменные звезды низкой светимости, одной из разновидностей которых являются переменные типа Т Тельца). Хотя O-ассоциации были известны как хорошо выраженные звездные группировки уже довольно давно (список Паннекука, например, содержал 37 O-ассоциаций с указанием их размеров, расстояний от Солнца, чисел содержащихся в них звезд), многие об этом забыли, а многие этого не знали, и после выдвижения концепции Амбарцумяна эти объекты начали заново переоткрываться и изучаться рядом исследователей. (Многие из звездных группировок, названных В. А. Амбарцу-мнном ассоциациями, были известны и раньше, но заслуга его состояла в том, что он обосновал важность их исследования для понимания процессов звездообразования. В. А. Амбарцумян вкладывал в «ассоциации» другой смысл, чем предыдущие исследователи, понимая под ними предельно молодые звезды. (Прим. ред.)),
Правда, тогда же появились и первые критические высказывания Б. А. Воронцова-Вельяминова и А. И. Лебединского в отношении правильности этой концепции. Сомнению подвергался сам факт существования O-ассоцнаций. Отвечая на возражения оппонентов, В. А. Амбзрцумян предложил считать O-ассоциациями только те видимые группировки горячих гигантов, в которых наблюдалось одно или несколько рассеянных скоплений, содержащих горячие звезды. Эти скопления стали называться ядрами O-ассоциаций, В. А. Амбарцумян и Б. Е, Маркарян обратили также внимание на наличие в этих скоплениях кратных систем горячих звезд, подобных Трапеции Ориона. По оценкам В. А. Амбарцумяна, системы типа Трапеции должны распадаться за несколько миллионов лет, если их полная энергия (сумма кинетической и потенциальной энергии их членов) отрицательна, и быстрее, если она положительна. В ассоциациях были замечены и другие кажущиеся недолговечными структурные образования— звездные цепочки, цепочки небольших скоплений.
Мысль о положительности полной, энергии систем типа Трапеции привела к представлению о возникнове­нии звезд в небольших объемах пространства и о последующем неудержимом разлетании их во все стороны со скоростями 5—10 км/сек. Так, по мнению В. А. Амбарцумяна, возникали звездные ассоциации, которые стали определяться уже как системы нового типа, обладающие положительной полной энергией, постепенно увеличивающие свой объем и разлетающиеся в пространстве. Этот вывод привел В. А. Амбарцумяна к отри­цанию возможности возникновения звезд из диффузного вещества (ибо при этом возникает система с отрицательной полной энергией) и к введению еще одной гипотезы — о существовании сверхплотных дозвездных тел (D-тел) неизвестной природы, распад которых на звезды приводит к появлению разлетающихся ассоциаций.
Следует отметить особую роль, которую сыграли в то время динамические критерии, позволявшие говорить о недавнем возникновении ассоциаций. Астрофизические признаки молодости звезд еще не могли считаться решающими свидетельствами продолжения процесса звез­дообразования, ибо тогда, весьма серьезно обсуждалась возможность поглощения старыми звездами окружающего их диффузного вещества и последующего «омоло­жения» давно возникших звезд.
Гипотеза динамической неустойчивости ассоциаций была принята многими астрономами в том виде, в каком она была высказана. Неустойчивость ассоциаций казалась почти очевидной, и многие, в том числе и автор настоящей статьи, полагали, что в дальнейшем она будет доказана. Но этого не произошло.
Тесная связь переменных типа Т Тельца с темными диффузными туманностями рассматривалась многими, как прямое указание на то,. что звезды возникают из диффузного вещества путем его гравитационной конденсации. Идеи Джинса, заложившего, основы теории этого процесса, продолжали развиваться рядом ученых. В нашей стране этим занимались А. И. Лебединский и Л. Э. Гуревич.
Не удивительно поэтому, что концепция В. А. Амбарцумяна, радикально менявшая начинавшие складываться взгляды на процесс звездообразования, была подвергнута весьма последовательной и во многом справедливой критике в ряде статей и выступлений Б. А., Во­ронцова-Вельяминова и А. И. Лебединского. Особенно острая дискуссия разгорелась на Втором совещании по вопросам космогонии, состоявшемся в Москве в 1952 г.
В то же время взгляды В. А. Амбарцумяна, казалось, получили неожиданное подтверждение: П. П. Паренаго пришел к выводу о положительности полной энергии Трапеции Ориона и предстоящем быстром распаде этой системы, а Блаау обнаружил расширение группировки горячих звезд, находящейся в районе дзета Персея. Правда, Б. А. Воронцов-Вельяминов обратил внимание на то, что члены Трапеции Ориона должны рассматриваться в первую очередь как самые яркие члены скопления, в состав которого входит Трапеция, а в ходе дальнейшей дискуссии выяснилось, что вывод П. П. Паренаго о неограниченном расширении Трапеции Ориона был сделан без учета воздействия на эту систему окружающего ее скопления звезд. Однако в то время эти возражения не оказали существенного влия­ния на судьбу концепции, ибо не были подкреплены соответствующими количественными расчетами. К тому же одно за другим начали появляться сообщения об обнаружении расширения различных звездных группировок и даже обычных звездных скоплений. Блаау об­наружил несколько звезд ранних спектральных классов, удалявшихся с большими скоростями от центральной области ассоциации Ориона, и объяснил происхождение этих звезд своеобразным пращевым эффектом, возникающим при взрывах сверхновых, входящих в состав двойных систем и теряющих при этом способность удерживать свой компонент на его орбите.
Следует вообще отметить, что большинство астрономов, поверивших в реальность явлений расширения ассоциаций, надеялось, подобно Оорту, найти возможное объяснение этих явлений, не обращаясь к гипотезе распада таинственных D-тел. Этого можно было и не делать, так как системы с положительной энергией в звездной астрономии до сих пор не обнаружены.
После дискуссий начала 50-х годов на протяжении двадцати с лишним лет концепция В. А. Амбарцумяна почти не подвергалась критике, хотя за это время была разработана и подтверждена наблюдениями звездных скоплений теория звездной эволюции и достигнуты большие успехи в теории гравитационной конденсации звезд из диффузного вещества, У многих людей, .особенно не специалистов-астрономов, могло создаться впечатление доказанности и общепризнанности концепции динамической неустойчивости ассоциаций и базирующейся на ней концепции происхождения звезд из сверхплотных дозвездных тел неизвестной природы, так как эта концепция до сих пор широко пропагандируется в наших научно-популярных изданиях.
Между тем именно на протяжении этих лет постепенно обрисовывалась возможность и необходимость совершенно иного истолкования ряда явлений, Связанных с понятием «звездные, ассоциации».
Еще в 1951 г., при первом детальном ознакомлении с группировками переменных звезд типа Т Тельца, на которые обратил внимание В.  А. Амбарцумян, мы с удивлением обнаружили, что две большие, казавшиеся чрезвычайно разреженными «ассоциации» состоят из не­скольких самостоятельных группировок орионовых переменных, гораздо более компактных и плотных. По звездной плотности многие из этих группировок, за которыми сохранилось название Т-ассоциаций, сравнимы со звездными скоплениями и, безусловно, динамически устойчивы в поле приливных сил Галактики.
К сожалению, в то время мы еще не могли сделать правильный вывод из полученных результатов, так как составленный нами список этих группировок содержал значительное число ложных T-ассоциаций. Дело в том, что вследствие несовершенства системы классификации неправильных переменных звезд, сложившейся к концу 40-х годов, к одной и той же категории переменных (типа RW Возничего) в то время от­носились весьма разнородные объекты, характеризовав­шиеся быстрыми неправильными изменениями блеска. Подобные изменения показывали и многие переменные типа Т Тельца и орионовы переменные, что послужило причиной отнесения их также к типу . RW Возничего. При наших первых исследованиях Т-ассоциаций в основу выделения членов этих группировок был положен принцип принадлежности переменной звезды к типу RW Возничего. При этом оказалось, что переменные типа RW Возничего образуют на небе как весьма компактные, так и весьма рассеянные группировки, причем степень связи их с темными диффузными туманностями уменьшалась по мере увеличения размеров и уменьшения пространственной плотности группировок. Тогда это интерпретировалось нами как признак действительного расширения и распада Т-ассоциаций и превращения орионовых переменных сначала в быстрые неправильные переменные, а затем — в звезды постоянного блеска.
Однако к концу 60-х годов выяснилось, что многие переменные, относившиеся прежде к типу RW Возничего, являются либо периодическими переменными других типов, периоды изменения блеска которых не сразу удавалось найти, либо медленными неправильными красными гигантами, не имеющими отношения к звездам, находящимся на ранней стадии эволюции. Это заставило нас тогда же вывести из категории Т-ассоциаций группировки быстрых неправильных переменных, не связанных с диффузными туманностями.
Стало ясно, что Т-ассоциаций в том смысле, какой придавался им В. А. Амбарцумяном при введении этого понятия, не существует. Вывод о существовании динамически неустойчивых больших группировок переменных типа Т Тельца, имеющих низкую пространственную плотность, не подтвердился. Т-ассоциации — это плотные, динамически устойчивые системы. Некоторые из них были известны уже довольно давно. Т-ассоциация, связанная с туманностью Ориона, была обнаружена еще в середине прошлого века О. В. Струве. В начале на­шего века в ней насчитывалось уже 70 объектов. Первый список группировок неправильных переменных звезд, ассоциированных с диффузными туманностями, опубликовали в 1938 г. Пэйн-Гапошкина и Гапошкин. Все реальные Т-ассоциации так тесно связаны с плотными темными туманностями, что никто еще не знает, каковы полные массы этих образований. Никаких признаков расширения этих систем не наблюдается.
В середине 50-х годов множество орионовых переменных было открыто во всех ОВ-ассоциациях, в которых они разыскивались. Тогда же в этих системах были обнаружены огромные массы ионизованного у нейтрального (а в последнее время и молекулярного) водорода. Это означает, что средние плотности ОВ-ассоциаций также гораздо выше тех, которые приписывались им в конце 40-х годов. ОВ-ассоциации содержат в себе звезды всех спектральных классов от О—В до М, относящиеся к главной последовательности и области субгигантов.
Весьма существенные для понимания природы звездных ассоциаций данные были получены в результате изучения открытых еще в 20-х годах нашего века Шепли и Трюмплером корональных областей звездных скоплений.
Начиная с середины 50-х годов Н. М. Артюхина и автор настоящей статьи детально исследовали распределение звездной плотности в широких окрестностях семнадцати звездных скоплений. При этом выяснилось, что любое скопление состоит из двух основных областей — ядра и короны. Ядро — это наиболее плотная центральная часть системы, непосредственно бросаю­щаяся в глаза как скопление звезд. Корона — это внешняя обширная, менее плотная область скопления, окружающая ядро. Чем массивнее скопление, тем больше его размеры, определяемые размерами не ядра, а короны, ибо средняя плотность корональной области достаточно высока для того, чтобы эта область была динамически устойчивой в поле приливных сил Галак­тики. Этим наши представления о корональных областях звездных скоплений отличаются от представлений Б. А. Воронцова-Вельяминова и его предшественников, считавших, что короны образованы звездами, покидаю­щими скопления.
Уже в начале 60-х годов стало ясно, что яркие звезды классов О—В, наблюдаемые вокруг «ядер ОВ-ассоциаций», следует в ряде случаев рассматривать как индикаторы корональных областей обыкновенных стационарных звездных скоплений. Это означает, что ОВ-ассоциации — не системы с положительной полной энергией, находящиеся в начальной стадии расширения, а обычные молодые звездные скопления. То, что ранее называлось ядром ассоциации, оказывается ядром скопления, а то, что считалось неустойчивой ассоциацией, окружающей ядро, оказывается плотной устойчивой короной скопления, его неотъемлемой частью. Такими скоплениями - оказались, в частности, ОВ-ассоциации Персей I (скопление с двойным ядром х и h Персея) и Скорпион I (скопление NGC 6231) —первые системы, на описание которых обратил внимание В. А. Амбарцумян, выдвигая свою гипотезу. За пределами корон могут наблюдаться отдельные потерянные скоплениями и удаляющиеся от них звезды. Но это уже не члены скоплений, а звезды поля.
Изменились и наши представления о роли систем типа Трапеции. В 1971 г. Г. Н. Дубошин, А. И. Рыбаков, Е. П. Калинина и автор статьи численным методом с помощью ЭВМ изучили возможное движение членов Трапеции Ориона, использовав данные П. П. Паренаго об их скоростях, наблюдаемых ныне. Оказалось, что члены Трапеции, не могут разлететься, а по мере расширения системы испытывают все возрастающее притяжение со стороны других звезд скопления, остающихся внутри Трапеции, и в конце концов возвращаются обратно. Мы знаем только нижний предел радиуса и массы ядра скопления, содержащего Трапецию Ориона, так как гра­ницы ядра скрыты сильнейшим поглощением. Если истинные размеры ядра всего лишь в два раза больше наблюдаемых, должно происходить периодическое одновременное возвращение членов Трапеции в район их первоначального расположения, т. е. своеобразная пульсация системы.
По мнению А. Н. Дейча, можно вообще сомневаться в значениях скоростей членов Трапеции, полученных П. П. Паренаго путем усреднения весьма разнородных по точности наблюдений и могущих поэтому обладать большими систематическими ошибками. В 1957 г. Г. В. Ахундова по измерениям фотографий, полученных с пулковским нормальным астрографом, не подтвердила вывода о расширении Трапеции Ориона. Но тогда эта работа не привлекла к себе должного внимания. Недавно Аллен, Поведа и Уорли рассмотрели 42-системы типа. Трапеции, наблюдавшиеся на протяжении 70— 100 лет. Ни в одной из них (в том числе и в Трапеции Ориона, в соответствии с выводом Г. В. Ахундовой) не удалось обнаружить явлений расширения, т. е. систе­матического увеличения расстояний между всеми компонентами.
Таким образом, не может быть и речи о положительности полной энергии этих систем. В крайнем случае можно говорить лишь о выбрасывании из них одного-двух компонентов вследствие обычного обмена энергией между компонентами при их взаимных сбли­жениях. Совершенно не подтвердились и упомянутые выше сообщения о расширении нескольких звездных скоплений. Наблюдаемые у некоторых ассоциаций явления расширения подсистем их ярких членов, как правило, очень сомнительны, на что не раз указывали многие астрономы. В действительности наблюдается не расширение и распад ассоциаций, а совершенно иное явление — выбрасывание из них отдельных звезд, при котором основная масса ассоциации сохраняется.
В 1967 г. Поведа, Руиз и Аллен объяснили это явление на основании современных представлений о возмож­ной начальной эволюции протозвездной системы, смоделировав поведение последней с помощью ЭВМ.
Процесс звездообразования происходит в холодных недрах темных газово-пылевых туманностей, сжимаю­щихся под действием собственного поля тяготения или в результате воздействия ударных волн, распространяющихся в межзвездной среде. Подробное описание этих явлений можно найти в изданной под редакцией С. Б. Пикельнера книге «Происхождение и эволюция галактик и звезд» («Наука», 1976) и книге И, С. Шкловского «Звезды: их рождение, жизнь и смерть» («Наука», 1975). При определенной степени сжатия газово-пылевое облако делится на два. Дальнейшее сжатие этих облаков приводит к их последующему делению, до тех пор пока не образуется цепочка или группа облаков, каждое из которых распадается уже на группу протозвезд,— субскопление.
Возникшие протозвезды получают возможность свободно падать к центру субскопления. Этот процесс на­зывается гравитационным коллапсом субскопления. Одновременно коллапсируют сами протозвезды, превращаясь в звезды, В процессе коллапса, вследствие перераспределения энергии между сближающимися прото-звездами, может происходить выбрасывание отдельных протозвезд из субскопления, причем иногда с очень большими скоростями. Большие кинетические энергии выбрасываемые звёзды приобретают за счет отрицатель­ных полных энергий образующихся при этом тесных двойных систем.
В 1972 г. Аарсет и Хиллс аналогичным образом изучили динамическую эволюцию модели протоскопления, состоящего из цепочки субскоплений. Подобную структуру имеет, в частности, скопление Меч Ориона в ассоциации Орион I. В процессе гравитационного коллапса группа субскоплений превращается в типичное звездное скопление: появляется единое ядро, окруженное стационарной короной, за пределами которой оказываются удаляющиеся от скопления звезды, выбрасываемые из него со скоростями, превышающими скорость отрыва от системы.
На основании изложенных выше сведений о реальных свойствах звездных ассоциаций можно сформулировать более четкое определение этого понятия и предложить новую интерпретацию связанных с ним явлений.
Звездные ассоциации — это тесно связанные с газово-пылевыми туманностями группировки неправильных переменных звезд сравнительно низкой светимости спек­тральных классов А—М, называемых орионовыми переменными (разновидностью которых являются перемен­ные типа Т Тельца); если мы знаем, что в состав этих группировок входят звезды спектральных классов О— В, то они называются ОВ-ассоциациями, в противном случае — Т-ассоциациями.
В сущности, звездные ассоциации—это не системы нового типа, как иногда называют их некоторые авторы, и даже не разновидность скоплений, как когда-то считал и автор статьи, а самые обычные звездные скопле­ния, только находящиеся на самой ранней стадии своего развития — на стадии формирования из диффузного вещества. Не случайно многие ОВ-ассоциации уже давно называются молодыми звездными скоплениями.
Скопления не появляются на свет в готовом виде. Формирующиеся скопления по своей структуре и со­ставу, естественно, отличаются от скоплений сформировавшихся. Они связаны с диффузными туманностями и состоят, как правило, из субскоплений орионовых переменных, превращающихся впоследствии в обычные звезды постоянного блеска. Расчеты Аарсета и Хиллса показывают, каким образом система субскоплений может превратиться в обычное звездное скопление. Отсутствие видимой концентрации ярких звезд к центрам многих ассоциаций объясняется как наличием этих суб­скоплений, так и тем, что наиболее плотные части этих образований скрыты в недрах темных газово-пылевых облаков, в которых они формируются.
Начальный гравитационный коллапс системы, полная энергия которой отрицательна, усиливает гравитационное взаимодействие возникающих звезд и приводит к выбрасыванию отдельных звезд из ассоциаций. Именно это явление, по-видимому, наблюдается в случае ассоциации дзета Персея, создавая иллюзию расширения всей системы. В действительности основная масса звезд этой ассоциации еще скрыта в глубине связанных с нею темных туманностей.
Гипотеза о существовании и распаде сверхплотных дозвездных тел, предложенная некогда для объяснения этих явлений, ни на чем не основана, ибо, как показано выше, гипотезы, из которых она логически вытекала, оказались неверными. Описанный выше механизм вы­брасывания звезд из ассоциаций в принципе ничем не отличается от известного механизма диссипации звездных скоплений, рассмотренного В. А. Амбарцумяном еще в 1938 г. Звездные ассоциации не рассеиваются, оставляя после себя скопления, а превращаются в них.
Современная теория гравитационной конденсации звезд из диффузного вещества объясняет не только структурность возникающих звездных скоплений и явления выбрасывания из них массивных звезд, но и физический состав этих систем, характеризуемый видом диаграмм величина — показатель цвета членов ассоциаций.
Ассоциации едины по своей природе. Можно думать, что Т-ассоциации — это ранняя стадия развития ОВ-ассоциаций. Действительно, в темных туманностях, содержащих Т-ассоциации, уже открыты компактные об­ласти ионизованного водорода и инфракрасные источники излучения, окружающие невидимые пока, но уже существующие горячие звезды ранних спектральных классов. По расчетам Ларсона, возникающая звезда становится видимой визуально тем раньше, чем меньше ее масса. Именно поэтому, как отметил Кухи, в Т-ассоциациях видны лишь звезды поздних спектральных клас­сов в стадии, предшествующей вступлению их на на­чальную главную последовательность. Звезды спектральных классов О—В в этих группировках еще не видны (поглощение света в их околозвездных оболочках по имеющимся оценкам достигает 20—40 звездных величин) и становятся видимыми уже как вполне сформировавшиеся члены главной последовательности по истечении нескольких миллионов лет после возникновения менее массивных членов ассоциации, еще не успевших к этому времени лечь на начальную главную последовательность. При этом Т-ассоциации превращаются в ОВ-ассоциации.
Несомненно, что в нашей Галактике, как и в других галактиках, мы имеем дело с двумя разновидностями группировок горячих звезд высокой светимости: молодыми и возникающими звездными скоплениями, с одной стороны, и .звездными облаками, — с другой. Некоторые астрономы до сих пор объединяют их в одну категорию и называют ОВ-ассоциациями. Однако свойства звездных облаков — отрезков спиральных ветвей — еще недостаточно изучены. Как правило, облака сами являются конгломератами различных скоплений и ассоциаций, которые возникают в комплексах независимых газово-пылевых диффузных туманностей, и могут с течением времени удаляться друг от друга под действием дифференциального галактического вращения. Предстоит еще большая работа по изучению свойств наблюдаемых в других галактиках и кажущихся однородными облаков горячих звезд.
Процесс возникновения звезд развертывается перед нашими глазами. Мы видим отдельные этапы этого про­цесса и начинаем понимать, почему он происходит именно так, а не иначе. Появление новых методов исследования, совершенствование техники наблюдений в радио­диапазоне, инфракрасной и далекой ультрафиолетовой областях спектра, открытие молекул в газово-пылевых туманностях и массивных облаков молекулярного водорода, моделирование поведения сложных гравитирую-щих систем с помощью ЭВМ, создание теории гравитационного коллапса протозвезд — основные вехи изучения этого процесса, пройденные лишь за последние годы. И по-прежнему кажется, что мы все еще находимся в самом начале пути. Людям свойственно стремление работать на пределе своих возможностей и требовать того же от своих инструментов. Следствием этого могут быть и неожиданные открытия и глубокие заблуждения. К счастью, по справедливому замечанию Ч. Сноу, сделанному им в статье «Воинствующая моральность науки», наука является саморегулирующейся системой, в которой никакое заблуждение, не может оставаться незамеченным в течение длительного времени.

Астрономический календарь 1978 г.

Аккреция