ЖИЗНЕННЫЙ ПУТЬ ЗВЕЗДЫ

Введение

В ясную безлунную ночь невооруженным глазом над горизонтом можно видеть около 3000 звезд. И всякий раз, смотря на звездное небо, мы задаем себе вопрос - что же такое звезды.

Звезды можно назвать самыми главными телами во Вселенной: ведь в них заключено более 90% всего наблюдаемого нами вещества. Изучение звезд составляет основную задачу астрономов уже потому, что вся жизнь на Земле зависит от ближайшей к нам звезды - Солнца.

Каждая звезда - это массивный газовый шар, излучающий собственный свет, в отличии от планет, которые светят отраженным светом.

В недрах большинства звезд протекают термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Эти реакции происходят в глубинных слоях звезд, где температура достигает нескольких десятков миллионов градусов. Такая температура возникает в результате гравитационного сжатия - завершающего этапа конденсации протозвезды из газового облака. Когда начинается ядерное горение водорода, дальнейшее сжатие звезды прекращается.

Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела (спектр-светимость)

С момента начала термоядерных реакций в первоначально однородной звезде формируется конвективное ядро и лучистая оболочка. далее водород в ядре выгорает, образуется сжимающееся гелиевое изотермическое ядро и тонкий энергетический шаровой слой между ядром и оболочкой, где еще продолжается горение водорода.

Между тем температура ядра продолжает расти, растет и его масса. В центральных частях ядра давление становится столь велико, что наступает состояние вырождения: начинает сказываться взаимное квантово-механическое влияние частиц, особенно электронов, и газ из набора частиц превращается в единую систему, что-то вроде гигантского кристалла. С наступлением вырождения рост температуры ядра звезды слабо влияет на ее структуру.

Истощение водорода в ядре звезды приводит к охлаждению и сжатию звездного ядра. Вследствие этого сжатия температура снова повышается и становится достаточной для включения термоядерной реакции превращения гелия в углерод.

Дальнейшая судьба звезды определяется последовательной сменой термоядерных реакций, по-разному происходящей у звезд с той или иной массой.

Углерод может далее превращаться в кислород, и такого рода цепочка термоядерных реакций синтеза, при которых выделяется энергия, продолжается до тех пор, пока не образуются элементы группы железа.

Равновесие звезды поддерживается газовым давлением, которое успешно противостоит силе тяжести, стремящейся стянуть вещество звезды к ее центру. Это давление возникает из-за высокой температуры, обеспечиваемой термоядерными реакциями, и оно существует, пока не истощаются запасы ядерного горючего. После этого звезда малой массы превращается в сверхплотный белый карлик, или нейтронную звезду, а звезда с массой, большей 5-б масс Солнца, должна, вообще говоря, сжаться за пределы так называемого гравитационного радиуса. После достижения звездой этого радиуса даже кванты излучения не могут оторваться от звезды и она исчезает для внешнего наблюдателя. Поэтому-то такой объект и называют черной звездой.

Однако иногда (а для звезд большой массы, возможно, и всегда) заключительные стадии эволюции звезд сопровождаются грандиозной катастрофой - взрывом звезды. Так называемым взрывом сверхновой.

Рис. 2. Зависимость массы от светимости

Все эти этапы звёздной эволюции, предсказанные теоретическими представлениями о термоядерных реакциях как источниках звёзд, подтвердились многочисленными результатами наблюдений. Особенно убедительные данные получены при изучении звёздных скоплений.

Новые идеи о формировании звёзд

1. Теория пылевых конденсаций.

В 1940-е гг. межзвездная среда (МЗС) представлялась как сравнительно однородный разреженный газ с плотностью ~ 10^-24 г/см и температурой ~ 10⁴ К. Но при этом М_J ~ 10⁶ M_c что казалось несовместимым с формированием звезд и даже рассеянных скоплений. Пытаясь обойти эту трудность, космогонисты уделяли большое внимание межзвездной пыли: ей отводилась не только роль охладителя, способного понизить температуру МЗС до 100 К, но и важная динамическая роль в балансе сил гравитации и давления, дело в том, что, в отличие от газа, пыль не вносит вклада в давление МЗС, а в гравитацию — вносит. Пока пыль равномерно перемешана с газом, ее вклад в плотность вещества невелик, порядка 2% от массы МЗС (именно столько составляют элементы тяжелее гелия, в основном формирующие пыль). Но всегда ли газ и пыль хорошо перемешаны?

Л. Спитцер (1941) и Ф. Уиппл (1946) предложили радиативный механизм формирования пылевых конденсаций. Они считали, что это может происходить в два этапа: сначала случайно возникшее локальное повышение плотности газа приводит к ускоренному росту пылинок, затем, когда их размер достигает длины волны света и они начинают чувствовать его давление, вступает в действие механизм радиативной неустойчивости. Суть его в следующем: из-за поглощения света пылью уплотнение становится менее прозрачным, чем окружающее его разреженное вещество. Поэтому излучение окружающих звезд будет сильнее давить на пылинки снаружи и вдавливать их внутрь флуктуации. Столкновения с атомами газа притормозят движение пылинок, но остановить его не смогут. Оценки указывали, что при стационарном распределении газа пыль сконцентрируется к центру флуктуации за 10⁷ -10⁸ лет. Предполагалось, что этот механизм сможет существено увеличить плотность флуктуации, не изменяя давления в ней и, следовательно, приведет к заметному уменьшению значения М_J.

Детальные расчеты показали, что пылевые конденсации не могут быть слишком маленькими, иначе их разрушит тепловое движение атомов газа; в то же время их максимальный исходный размер ограничен толщиной спиральных рукавов Галактики. Поэтому предсказанный диапазон масс пылевых конденсаций составил от 10^-3 до 200 М_с.

Не правда ли, прекрасное согласие с диапазоном звездных масс! Однако 30 лет спустя радио наблюдения обнаружили в облаках сильное турбулентное движение вещества, которое хорошо перемешивает пыль с газом менее чем за 10⁶ лет. Следовательно, механизм радиативной концентрации пыли не должен работать! А замечательное совпадение теории с наблюдениями оказалось случайным.

2. Теория аккреции

Но вернемся в 1940-е гг. Если, как тогда думали, звездообразование стимулируется путем концентрации пыли, то звезды должны почти целиком состоять из тяжелых элементов. Однако спектры звезд доказывали, что по крайней мере их верхние слои в основном состоят из водорода и гелия. Как это объяснить?

Карл Вейцзеккер предположил, что из переобогащенного пылью вещества формируются лишь ядра звезд, а затем на них происходит аккреция чистого газа, содержащего мало пыли. Именно тогда Фред Хойл заложил основы теории аккреции, которая потребовалась не только для объяснения химического состава звездных атмосфер, но и для оправдания концентрации наиболее молодых и массивных звезд вблизи межзвездных облаков в виде ОВ-ассоциаций. Предполагалось, что, пройдя сквозь облако, даже старая звезда сможет существен но пополнеть и омолодиться за счет аккреции свежего газа. При этом, как легко понять, наибольшую массу приобретают самые медленно движущиеся звезды. И это замечательно согласуется с наблюдениями: массивные звезды имеют наименьшие хаотические скорости среди всех прочих звезд. А расходящиеся в разных направлениях от облака омолодившиеся» звезды должны выглядеть как ОВ-ассоциация!

Красивая была теория: она вообще не требовала формирования новых звезд в нашу эпоху. Однако... к этому времени уже были открыты глобулы. Вначале Б. Бок и его коллеги полагали, что это протозвезды, формирующиеся путем концентрации пыли под действием механизма Спитцера - Уиппла. Но после того, как в 1951 г. по из лучению в линии 21 см в межзвездном пространстве был обнаружен нейтральный водород, Ян Оорт указал, что глобулы в основном состоят из газа с малой примесью пыли. Таким образом, сжатие газовых облаков в звезды находило наблюдательное подтверждение, Но роль гравитационной неустойчивости в этом процессе еще не была ясна.

3. Теория обжимания темных конденсаций

Тогда же Бирман и Шлютер (1954), а также Сорт и Спитцер (1955) предложили новый сценарий формирования звезд. Они показали, что если в не однородной МЗС появляется яркая ОВ-звезда, то она быстро создает вокруг себя ионизованную область (зону Стремгрена), в которой непрогретыми остаются лишь непрозрачные уплотнения газа. Если температура диффузного газа возрастает в 100 раз (от 100 до 10⁴ К), то во столько же раз в начале этого процесса возрастает и давление (позже оно уменьшается из-за расширения горячего пузыря). Нагретый газ обжимает небольшие холодные уплотнения, а затем они могуг продолжить сжатие за счет самогравитации.

Но влияние горячей звезды этим не ограничивается: ее излучение будет нагревать обращенную к звезде сторону сжимающихся облаков, Разогретый газ, оттекая, вызовет реактивный эффект, в результате чего эти облака получат ускорение в сторону от горячей звезды. По мнению авторов сценария именно так могли бы формироваться расширяющиеся ассоциации молодых звезд. Поскольку скорость оттекающего газа (V_о) при температуре 10⁴ К близка к 10 км/с, примерно до такой же скорости могли бы ускоряться и сами облака — будущие звезды. Так изящно объяснялось видимое расширение ОВ-ассоциаций из одного центра, хотя в действительности члены ассоциации никогда в нем не присутствовали, сформировались довольно далеко друг от друга.

Поскольку механизм звездообразования Бирмана-Шлютера и Оорта-Спитцера заключается в сжатии холодного облака окружающим горячим газом, потребовалось модифицировать теорию гравитационной неустойчивости для этого случая, что и было сделано незамедлительно (Эберт 1955, Боннор 1956, Местел и Спитцер 1956, Мак-Кри 1957). Оказалось, что учет внешнего давления, вращения и магнитного поля хотя и приводит к любопытным эффектам, но не изменяет: критерий гравитационной неустойчивости Джинса.

4. Теория фрагментации

К середине 1950-х гг. теория Джинса была дополнена понятием о фрагментации, т. е. делении, и среды на части. Ввел его Фред Хойл (1953), который начал анализ проблемы звездообразования с догалактической чисто водородной среды плотностью ~ 10^-27 г/см³ и показал, что ее температура должна быть 10⁵-10⁶ К, а значение М_J~10¹⁰ – 10¹¹М_с Эти объекты по массе напоминают галактики, но что будет с ними дальше мере сжатия?

Хойл считал, что сжатие прозрачного облака происходит изотермически и, следовательно, значение М_J ( ~Т^3/2 p^-1/2) в нем уменьшается, Когда значение М_J становится вдвое меньше начального, у облака появлястся возможность разделиться пополам, на дна фрагмента. Деление произойдет, если форма облака достаточно несферична, что может четь место, например, в результате вращения. В процессе сжатия каждого из образовавшихся фрагментов условие деления может реализоваться вновь. А затем вновь, и вновь... Наступит ли этому конец?

Формула Джинса указывает, что при изотермическом сжатии М_J~М_J~р^-1/2. Если облако с джинсовской массой образовалось при плотности р_о то его первое деление может произойти при плотности р, когда М_J (р_о) = 2М_J(р) т.е. при р = 4р_о.При этом радиус фрагмента в 1,5—2 раза меньше, чем у исходного облака (точное значение зависит от геометрии сжатия и деления). В итоге оптическая толща фрагмента (т ~ R_p) в 2—2,5 раза больше, чем была у материнского облака; и такое увеличение оптической толщи происходит регулярнопо мере фрагментации. Ясно, что на определенном этапе сжимающиеся фрагменты становятся непрозрачными, теплоотвод излучением затрудняется и температура начинает расти. В пределе, при адиабатическом сжатии температура растет очень быстро, что приводит к росту критической массы .На этом фрагментация прекращается.

Хойл справедливо отметил, что значение минимальной массы звезды (М_min) зависит от состава вещества. Прозрачность чистого водорода высока, что приводит к малому значению М_min, у звезд первого поколения. Появляющиеся позже тяжелые элементы возбуждаются и ионизуются при сравнительно низких температурах, тем самым увеличивал непрозрачность вещества и значение М_min.

Для облаков солнечного химического состава Хойл получил значение М_min= 1,6М_с, а для чисто водородных протозвезд М_min = 0,34 М_с. Он не настаивал на точности этих чисел, но лишь демонстрировал возможности теории гравитационной фрагментации. Конечная стадия иерархического дробления облака была названа Хойлом протозвездой.

В более поздних исследованиях значение минимальной массы было уточнено: в присутствии пыли М_min= 0,01 М_с. К тому же простая теория Хойла подверглась критике, поскольку она не учитывала влияния магнитного поля, негомологичность коллапса, аккрецию газа на фрагменты, их взаимное слипание (коагуляцию) и другие физические процессы. Но все же именно классический сценарий фрагментации, предложенный Хойлом и развитый Хантером (1962), сделал теорию гравитационной неустойчивости самосогласованной теорией формирования космических тел.

5. Нетрадиционные теории звездообразования

Теория гравитационной неустойчивости и фрагментации была достаточно хорошо разработана математически, но не имела надежных наблюдательных оснований, Поэтому в 1950-е гг. было предложено несколько альтернативных теорий рождения звезд.

Так, Крат (1952) полагал, что звезды образуются путем концентрации темных планетообразных тел с массами 10²³г. Подобной точки зрения придерживались также Юри (1956) и Хуанг (1957). В целом этот подход основан на идеях планетной космогонии о первичной коагуляции ядер планет из твердых планетеземалей и последующем гравитационном захвате легких элементов в форме газа, В отношении звезд этот подход развития не получил.

Амбарцумян (1953) высказал гипотезу о происхождении звезд в результате распада гипотетических дозвездных тел неизвестной природы. В отличие от прочих, конденсационных гипотез это была единственная эруптивная гипотеза звездообразования, пытавшаяся с единой позиции объяснить расширение звездных ассоциаций, а также вспышечную активность и потерю вещества молодыми звездами и даже активность ядер галактик.

Основным аргументом гипотезы Амбарцумяна было расширение ассоциаций, которое, как казалось, противоречит идее гравитационной фрагментации. Рассуждения основывались на том, что полная механическая энергия гравитационно связанного облака отрицательна и в процессе фрагментации может лишь уменьшаться. В то же время, энергия звездной ассоциации положительна. В этом Амбарцумян увидел серьезное противоречие, возможно даже неразрешимое в рамках традиционной физики.

Поэтому Амбарцумян выдвинул идею о загадочных Д-телах как предшественниках звезд и звездных систем. В Советском Союзе эта гипотеза широко популяризировалась, хотя большинство астрономов ее не принимало. За рубежом гипотеза Амбарцумяна осталась малоизвестной, поскольку уже в 1950-е гг. было предложено несколько простых механизмов, способных объяснить происхождение расширяющихся ассоциаций в рамках обычной физики.

Неустойчивости и облака

Мы проследили все этапы эволюции звезды: от сформирования звезды как таковой и вступления на главную последовательность до различных вариантов ее возможного конца. Но мы не касались самого начала жизни звезд - их происхождения. Эта задача самая трудная и до сих пор не имеет однозначного решения.

Как это ни странно, но первая попытка дать ответ на вопрос, из чего образуются звезды, была сделана еще до изобретения телескопа, 400 лет тому назад! Сделал ее Тихо Браге после наблюдения вспышки сверхновой. Он считал, что появление новой звезды связанно с внезапным сгущением туманообразной материи, рассеянной по всему Млечному Пути.

Итак, Тихо Браге оказался прав, звезды новых поколений образуются в облаках молекулярного водорода, богатых другими молекулами и космической пылью.

Но как возникают облака?

Физическое состояние межзвездной среды определяется в первую очередь процессами нагрева и охлаждения. Нагрев осуществляется космическими лучами и фоновым рентгеновским излучением Вселенной, которое складывается, по-видимому, из излучения таких рентгеновских источников, как скопление галактик. Вблизи горячих ярких звезд источником нагрева межзвездного газа может служить и излучение звезд. Охлаждение обязано главным образом столкновениям атомов и молекул друг с другом; при столкновениях происходит возбуждение атомов и молекул за счет энергии их хаотического движения; возвращаясь потом в исходное невозбужденное состояние, атомы и молекулы высвечивают полученную ими энергию в виде фотонов, которые уходят из среды. Так тепловая энергия частиц превращается в излучение. Но потеря энергии пропорциональна квадрату числа частиц. Различие это связано с тем, что нагрев производится “чужими” частицами - космическими лучами или рентгеновскими фотонами, а охлаждение требует парного столкновения самих частиц газа друг с другом. Поэтому в единичном акте нагрева участвует одна частица газа, а в единичном акте охлаждения - две.

Такой характер нагрева и охлаждения делает среду неустойчивой: она не может оставаться однородной, а стремится распасться на сгущения, погруженные в более разряженный газ. Эта неустойчивость похожа по своему конечному результату на гравитационную неустойчивость, но ее физический механизм совсем иной, он никак не связан с гравитацией и целиком определяется тепловыми процессами. По этому такую неустойчивость называют тепловой.

Чтобы объяснить природу тепловой неустойчивости, представим себе, что межзвездный газ находится в таком состоянии, что его плотность однородна, а нагрев в каждом элементе среды точно компенсируется охлаждением. Пусть теперь какой то элемент газа оказался немого более плотным, чем окружающая его среда, то есть число частиц в нем немного больше, чем в равном ему объеме однородной среды. В этом элементе, сразу нарушается баланс нагрева и охлаждения: и то и другое будет происходить в нем быстрее, чем в окружающей среде, причем охлаждение будет опережать нагрев. Значит, температура газа в этом элементе упадет по сравнению с окружающей средой, а следовательно, упадет и давление в нем. Но тогда внешнее, более высокое давление среды будет сжимать элемент, стремясь восстановить в нем прежнее давление. Из-за этого плотность, а с ней и преобладание охлаждение над нагревом возрастут еще больше, температура и давление упадут до еще более низких значений, и внешнее давление сожмет элемент еще сильнее. Поэтому, раз начавшись, сжатие данного элемента будет все нарастать и нарастать. Явление действительно имеет, как мы видим, характер неустойчивости: любое слабое уплотнение в межзвездной среде не рассасывается, и самопроизвольно усиливается со временем.

Развитие тепловой неустойчивости останавливается, когда газ в сжимающемся элементе охладится настолько, что тепловая энергия его частиц окажется уже недостаточной для возбуждения атомов и молекул. Тогда охлаждение элемента прекращается и устанавливается его равновесие с окружающей средой. Хотя температура в таком уплотнении ниже чем в окружающей среде, но зато плотность болше, и потому давление становится в конце концов равным давлению окружающей среды. Внешнее давление восстановило в элементе исходное давление, но уже при меньшей температуре и боль шей плотности.

Так в межзвездном газе возникают плотные и холодные облака, окруженные разреженной и более нагретой средой. По теоретическим оценкам Дж. Филда, С.Б. Пикельнера и С.А. Каплана, облака должны иметь как раз такие массы и размеры, которые следуют из наблюдений. Равновесие по давлению со средой, в которую они погружены, не дает облакам рассосаться. Их разрушает лишь звездообразование, инициируемое внешними воздействиями.

Помимо тепловой неустойчивости в межзвездной среде действуют и другие процессы, способные вызвать ее неоднородность и клочковатость. Один из них связан с магнитными полями, которые пронизывают весь газ в диске Галактики. Их Силовые линии проходят в основном параллельно плоскости Галактики; напряженность полей составляет несколько микро эрстед. Слой газа с горизонтальными силовыми линиями обладает дополнительной упругостью: магнитное поле мешает газу двигаться поперек силовых линий. Эта «магнитная упругость» действует только поперек поля, вдоль же силовых линий газ может перемещаться свободно.

Если случайно в каком-либо участке среды силовые линии поля прогнутся, то газ станет «соскальзывать» во впадину под действием силы тяготения, направленной к центральной плоскости Галактики . Под тяжестью этих новых порций газа силовые линии еще более прогнутся, впадина углубится, и скорость втекания в нее газа возрастет. В результате в среде возникает значительное уплотнение-облако. Как сказал Э.Паркер, такой процесс может весьма эффективно действовать в газе спиральных рукавов Галактики, где сосредоточены в основном силовые линии галактического магнитного поля. Наконец, в межзвездной среде может развиваться и гравитационная неустойчивость, еще более уплотняющая облака. Для этого, как всегда, размер облака должен быть больше критической джинсовой длины. для не слишком крупных облаков в зонах не ионизованного атомарного водорода, это условие, по-видимому, не выполняется.

Однако крупные облака в кольце молекулярного водорода в диске Галактики имеют размеры, сравнимые с критической длиной соответствующей их плотности и температуре. Это, вероятно, означает, что гравитационная неустойчивость либо действует сейчас, либо действовала ранее, придавал облакам их наблюдаемые размеры.

Молодые звезды

Итак, согласно теоретическому сценарию, гигантское молекулярное облако проходит стадию конденсации с образованием многих сгустков или протозвезд. Протозвезды несколько плотнее сжатого слоя, из которого они конденсируются, но все же гораздо более разрежены и протяженны, чем образующиеся из них звезды. Каким же образом протозвезда уменьшается в диаметре от заметной доли светового года до типичных звёздных размеров? Эту фазу рождения звезды наблюдать трудно, поскольку пыль образует вокруг звёздного «эмбриона» оболочку, которая практически непрозрачна для видимого излучения. Следовательно, модели этого процесса носят в основном дедуктивный характер, их нельзя непосредственно сравнивать с какими-либо подобными наблюдениями.

Так, астрономы полагают, что давно уже известная, но не вполне обычная звезда Т Тельца и некоторые другие подобные ей звезды - это в действительности протозвезды, т.е. плотные сгущения, разогреваемые при сжатии за счет потенциальной энергии тяготения, а не вследствие ядерных реакций.

Удивительное проявление протозвезд - космические мазеры. Мазеры - это очень яркие космические радиоисточники. Как известно лазерный эффект возникает тогда, когда среда, в которой распространяется излучение от какого-либо источника, находится, так сказать в активированном состоянии, т.е. когда в ней имеется аномально много возбужденных атомов, или молекул. Активация, или как говорят энергетическая накачка, среды должна осуществляться каким-то другим, посторонним источником. Фотоны с энергией будут вызывать при своем распространении в такой среде излечение новых фотонов той же энергии, вынуждая атомы и молекулы возвращаться в невозбужденное со стояние. В результате поток фотонов данной энергии может оказаться существенно усиленным.

Такое неожиданное интенсивное излучение из молекулярных облаков в Большой Туманности Ориона и было обнаружено в 1965г. В радиоастрономических наблюдениях на длине волны 18 см, соответствующей переходу с, действующему в плотных облаках, превращающихся в протозвезды, или в поверхностных слоях протозвезд.

Превращение протозвезды в звезду сопровождается существенными изменениями в окружающей ее среде. Это связанно, прежде всего с влиянием на среду излучения звезды, которое становится более коротковолновым. По мере прогрева поверхности звезды цвет испускаемого ею излучения меняется от красного к голубому, в излучении появляются, и фотоны ультрафиолетовой части спектра. В результате чего происходит диссоциации атомов водорода на протоны и электроны, и газ становится ионизированным.

Ионизированный водород образует вокруг звезды сферический сой, называемый в астрономии Н₂. Фотоны производят разогрев ионизированного газа, отдавая свою энергию электронам и протонам, так что температура газа в зоне Н₂ достигает десяти тысяч Кельвинов. Так как газ здесь намного горячее, чем в окружающем эту зону облаке, то и давление в зоне ионизированного водорода больше, чем снаружи. Это создает силу, которая заставляет горячую зону расширяться, пока давление внутри нее не сравняется с внешним давлением.

Зоны Н₂ излучают видимый свет и потому уже известны астрономам. Надежно установлена и их связь с молодыми звездами. Они принадлежат к классам О и В по спектральной классификации, в которой все звезды, в зависимости от их цвета делятся на 9 классов, обозначаемых буквами О, В, А, Р, О, К,У, К,1 в порядке изменения цвета от голубого к красному. По всем признакам, по которым судят о возрасте звезд, звезды классов О и В —это самые молодые звезды в галактике.

Замечательная особенность классов О и В состоит в том, что они в большинстве своем объединяются в группы, насчитывающие до нескольких сотен звезд. Такие группы называют ОВ - ассоциациями. Как впервые заметил ВА. Амбарцумян, это обстоятельство указывает на то, что звезды образуются не поодиночке, а коллективно, группами. Более того, согласно новейшим данным, молодые звезды практически всегда составляют группировки того или иного рода. Наиболее крупные из них — гигантские звездные комплексы, обнаруженные Ю. Н. Ефремовым. Типичный возраст звезд в звездных комплексах не превышает 50 миллионов лет.

Звездные комплексы, несомненно образуются в больших молекулярных облаках — самых крупных сгущениях газа и пыли. Внутри них наблюдаются и молекулярные мазеры протозвезды, и ОВ- ассоциации, и зоны Н₂. При этом иногда удается проследить последовательность событий, развивающихся в молекулярном облаке и связывающих протозвезды, ОВ- ассоциации и зоны Н₂ в единую эволюционную цепь.

Наиболее значительное открытие в этой области сделано несколько лет назад А. Блаау (Голландия). Он установил, что ОВ- ассоциации состоят из подгрупп, насчитывающих каждая от 5 до 20 звезд, причем эти подгруппы располагаются в объеме ассоциации по возрасту: подгруппа самых молодых членов ассоциации лежит на одном краю ассоциации, тогда как самые старые ее члены составляют подгруппу, лежащую на противоположном краю ассоциации. Такая возрастная последовательность в местоположении подгрупп означает, что звездообразование, породившее ассоциацию, протекало последовательными вспышками, причем возникновение одной вспышки инициировало другую вспышку в соседней области. По облаку распространялась как бы волна звездообразования, формировавшая звезды сначала на одном его краю, а затем перемещавшаяся к противоположному.

Б. Элмгрин и Ч. Лада нашли простой и убедительный механизм, способный при вести к обнаруженному Блаау явлению. Они исходили из того, что область ионизированного и горячего водорода, область Н₂, возникающая вокруг новорожденной звезды класса О или В, расширяется и толкает перед собой окружающий холодный газ. Скорости, сообщаемые таким образом газу, составляют 5 или даже 10 км/с, что больше скорости звука в этом газе. Поэтому в холодном молекулярном газе возникает ударная волна, которая формирует за своим фронтом слой сжатого и разогретого газа. Постепенное охлаждение газа из-за излучения ведет к его дальнейшему уплотнению, и через несколько миллионов лет температура и давление в нем упадут настолько (а плотность настолько возрастет), что станет возможна гравитационная конденсация слоя.

Конденсация сопровождается каскадной фрагментацией вещества. В условиях газопылевой среды в молекулярных облаках она протекает не совсем так, как в первичном газе протогалактики. Например, здесь уже не возможно поддержание температуры на уровне 10000 Кельвинов, охлаждение газа при наличие в нем примеси углерода, кисло рода, азота снижает температуру до значений, в сотни раз меньших. Но, вероятно, именно поэтому в таком процессе способны рождаться преимущественно звезды большой массы. Молодые массивные звезды - всегда звезды классов О и В. А это означает что они в свою очередь тоже формируют вокруг себя зону Н₂, новая зона Н₂ создает новую ударную волну в свежем молекулярном газе, которая еще через несколько миллионов лет порождает новую вспышку звездообразования. Процесс снова и снова повторяется, перемещал очаг звездообразования с одного края облака на другой.

В этой картине находит наглядное объяснение и сам факт существования звездных подгрупп разного возраста в одной ассоциации, и возрастная последовательность в расположении подгрупп.

Более того, недавно появились прямые наблюдательные данные о волнах звездообразования, распространяющихся больших молекулярных облаках. Например, яркая туманность в созвездии Кассиопеи, представляющая собой облако ионизованного водорода с погруженными в него молодыми звездами, является как показали радионаблюдения, частью крупного молекулярного облака размером в 50 ПК. Сама туманность Кассиопеи (состоит из 2 зон Н₂. Крайняя восточная зона (ее обозначают(1С 1805)— это довольно старая, диффузная зона Н₂, которая расширяется и рассеивается, обнажая внутри себя подгруппу по крайней мере из двадцати звезд классов О и В , далее к западу от нее располагается более молодая и менее разряженная зона Н₂(ее обозначают 1 С 1795), которая тоже расширяется. Она, безусловно, содержит молодые звезды, но они скрыты от нас облаками газа и пыли. Западная границы молодой зоны Н₂ движется вглубь молекулярного облака.

Вблизи этой границы имеется несколько весьма компактных источников радиоизлучения и излучения в ИК области спектра — это массивные протозвезды или только что сформировавшиеся массивные звезды. Именно так и должна выглядеть волна звездообразования в молекулярном облаке.

Но что породило первые яркие звезды, с которых началась «цепная реакция» звездообразования? Несомненно, это связано с каким-то внешним воздействием на молекулярное облако. Может быть, на него налетела соседняя молекулярная облако — ведь облака хаотически движутся друг относительно друга в диске Галактики. Возникают две ударные волны, которые распространяются в разные стороны от поверхности соприкосновения облаков, и в каждом из них из фронтов ударной волны формируется свой уплотненного газа, способный претерпеть дальнейшую гравитационную конденсацию и фрагментацию. Правда, расчет показывает, что вероятность таких столкновений не очень велика, вряд ли можно ожидать во всей Галактики более одного столкновения за каждые десять миллионов лет. Для наблюдаемого темпа звездообразования в молекулярных облаках этого, по-видимому, не достаточно.

Другая возможность связана с взрывами звезд на поздних этапах их эволюции. Такие взрывы наблюдали в нашей Галактики и наблюдают в других галактиках как вспышки сверхновых. При таком явлении оболочка звезды, а то и весь ее материал, выбрасывается с большой скоростью, что создает в окружающей среде взрывную ударную волну. Если это произошло не очень далеко от соседнего молекулярного облака, то в этом облаке вполне может возникнуть достаточно значительное уплотнение, чтобы “поджечь” в нем процесс звездообразования.

Наконец, ударные волны в молекулярных облаках могут возникнуть благодаря спиральной волне плотности в диске Галактики. Вращение диска Галактики превращает распространяющиеся в нем возмущения в спиральные звезда. Эти волны «накатываются» на холодный газ облаков со скоростью, которая больше скорости звука в газе, что и порождает в облаках ударные волны. Астрономы заметили, что в молекулярных облаках, лежащих вдоль спиральных облаков, зоны Н₂ встречаются чаще, чем в тех облаках, которые находятся в не рукавов. Возможно, это как раз и связано с ударными волнами, которые возбуждаются в облаках спиральными волнами и порождают в свою очередь горячие звезды.

Возможно, все три механизма, о которых мы сказали способны так или иначе действовать в реальных условиях межзвездной среды, во всяком случае на основании тех данных, которые сейчас имеются, ни одному из них нельзя определенно отдать предпочтение.

Другой вопрос, который возникает во связи с картиной цепной реакции звездообразования, представляется, пожалуй, более трудным. Как объяснить на этом пути образование не только массивных звезд классов О и В, но и обычных звезд, подобных Солнцу, которых больше всего? Эти звезды тоже возникают путем гравитационной гравитации и фрагментации вещества и, вероятно в тех же вспышках звездообразования, которые порождают массивные звезды. дробление большого сгустка на крупные фрагменты вряд ли обходятся без появления «осколков» меньших масс, которых может быть много больше по числу, чем массивных фрагментов.

Астрономические данные о массах звезд, теоретические и наблюдательные соображения о темпе их эволюции позволили Э. Солпитеру построить эмпирический закон распределения звезд по массам. Согласно этому закону число звезд с данной массой тем меньше, чем больше эта масса. Но он не распространяется на звезды самых малых масс, которых все же меньше, чем типичных это означает наличие “завала” к малым Массам в действительном распределении звезд. Реальный закон распределения звезд по массам с учетом такого “завала вряд ли может быть строго симметричным относительно какой-то типичной массы: скорее всего, имеется перевес в сторону малых.

Схема каскадной фрагментации действует и для звезд новых поколений, хотя конкретные физические процессы (тепло отвод, охлаждение и нагрев газа) имеет в этом случае иной характер. Последовательная теория, позволяющая объяснить как характерные массы звезд так и распределение звезд по массам должна сочетать в себе идеи каскадной фрагментации с универсальными результатами теории вероятностей.

Жизненный путь звезды

Усиление слабых неоднородностей в диффузном веществе, возникновение облаков, их гравитационная конденсация и фрагментация вот общее направление процесса, которое ведет к формированию звезд и звездных комплексов. При всем различии конкретных физических процессов в изначальном водородно-гелиевом веществе протогалакгики и в современном межзвездном газе, эта последовательность событий одинакова для первых звезд Галактики и для звезд новых ее поколений, да и сами звезды, рождавшиеся миллиарды лет назад и возникающие в пути связаны также с химическим со ставом звезд: содержание элементов более тяжелых, чем водород и гелий, неуклонно возрастает от поколения к поколению. Но важнее всего масса звезды. Как мы уже говорили ею определяется в первую очередь продолжительность пребывания звезды в начальном “солнечном состоянии, когда она излучает энергию за счет ядерных превращений в ее недрах.

Звезда, масса которой превышает массу Солнца в несколько десятков раз ( на пример, звезда класса О) находится в таком состоянии не более 3-8 миллионов лет. Для звезды с массой Солнца этот период затягивается до 13- 15 миллиардов лет. Звезда с массой вдвое меньшей массы Солнца остается в начальном состоянии почти 100 м ардов лет. Эти данные нужно сопоставить с возрастом галактики. С момента образования Галактики прошло 12 -15 миллиардов лет. Отсюда, очевидно, следует, что из звезд первого поколения только наименее массивные, с массами меньшими солнечной, могут наблюдаться сейчас в своем первоначальном состоянии. Именно такие звезды и составляют самое старое население Галактики, население ее сферической подсистемы. Более массивные и более яркие звезды, которые тоже имелись там когда-то, давно сошли со сцены.

Исчерпав за несколько миллионов лет запасы водорода в центральной своей зоне, массивная звезда вступает в новую фазу эволюции. Ядерные реакции протекают теперь не в ее ядре, состоящем уже целиком из гелия, в котором ‘перегорел” водород, а в тон ком слое водорода вокруг этого ядра. Звезда с такого рода слоевым источником увеличивает свою светимость и как бы разбухает. Из-за увеличения размеров снижается температура поверхностных слоев звезды и потому ее цвет становится из голубого красным. Так звезда класса О или В превращается в звезду нового типа — красный гигант.

Изменение тем временем происходит и в гелиевом ядре звезды. Оно постепенно сжимается и разогревается; когда температура достигнет 100-150 миллионов Кельвинов, гелий загорится — в нем начнутся ядерные реакции слияния трех ядер гелия в ядро углерода. Связанное с этим энерговыделение еще более разогревает ядро и возросшее в нем давление останавливает сжатие. Вместе с тем увеличивается светимость звезды, питаемая теперь и слоевым источником и гелиевым ядром. Как показывают расчеты, не сколько повышается из-за этого поверхностная темпера тура звезды. Но эта стадия длится недолго, она короче первоначальной “солнечной” стадии, и завершается исчерпанием гелия в плотном горячем ядре.

Что происходит со звездой дальше? Звезда теряет свою оболочку ее наружные слои отделяются от ядра и расширяются, образуя то что астрономы наблюдают издавна и называют планетарной туманностью. Что же касается ядра, то если его масса не больше чем 1,2 массы Солнца, то оно обнажается и предстает как звезда малого размера с довольно высокой температурой. Такие звезды известны как белые карлики — белые из-за их цвета, соответствующего высокой температуре поверхности, а карлики из-за небольшой светимости. Малая светимость связана с малым размером излучающей поверхности звезды: радиус белого карлика раз в сто меньше радиуса Солнца, т.е. сравним с радиусом Земли. Излучая свет и постепенно остывал, эти звезды за миллиард лет или около того станут невидимыми, полностью излучив свою тепловую энергию. Никаких других источников энергии в них уже нет и это фактически неизменное состояние — состояние белых карликов, превратившихся в “ черные “ карлики, является финальной стадией эволюции большинства звезд.

Нечто подобное ожидает по-видимому, и наше Солнце. Через 8-9 миллиардов лет оно превратится сначала в красный гигант, затем, сбросив оболочку станет белым, а после и “черным” карликом.

Судьба более массивной звезды иная. Исчерпав запасы ядерного топлива, она тоже способна отделить от себя оболочку, но это происходит не спокойно и плавно, а в виде мощного взрыва. Вероятно, именно таким взрывным процессам и обязаны вспышки сверхновых звезд.

Взрыв массивной звезды — одно из величайших явлений природы. Ничто не может сравниться с ним по абсолютной мощности. В течение первых 10 с, когда ядро звезды сжимается, становясь нейтронной звездой, ее центральная область поперечником около 32 км излучает столько энергии, сколько все остальные звезды и галактики в наблюдаемой Вселенной, вместе взятые. другое сравнение: энергия 10-секундной вспышки в 100 раз больше, чем излучает Солнце за все 10 млрд. лет своей жизни. Такое явление поражает даже привыкших к огромным величинам астрономов.

Но сверхновые это больше чем далекие небесные зрелища: они создают и рассеивают «семена жизни». Только самые простые и легкие элементы, водород и гелий, образовались в первоначальном огненном шаре Большого взрыва. Основная часть более тяжелых элементов, включая углерод — основу жизненно важных химических процессов, железо в нашей крови и кислород, которым мы дышим, образовались в сверхновых задолго до формирования Солнечной системы.

Как бы ни было велико значение сверхновых, только немногие из них могли наблюдаться вблизи нас. Последняя сверхновая в нашей Галактике вспыхнула в 1604 г., незадолго до изобретения телескопа. Иоганн Кеплер, наблюдал ее, смог зарегистрировать только яркость и продолжительность свечения. Поэтому объяснение многих особенностей сверхновых оставалось в основном теоретическим. С помощью телескопов каждый год удается открыть около десяти таких событий в далеких галактиках, и тщательное исследование некоторых из них послужило для проверки ряда общих аспектов теории. Но ни одна из этих сверхновых не была так близка, чтобы современный арсенал наземных и космических инструментов смог создать подробную хронику этого явления.

Все изменилось в ночь на 23 февраля 1987 г., когда вспышка света и поток неуловимых частиц, называемых нейтрино, от самой яркой за последние 383 года сверхновой достиг Земли. Свет от взрыва прошел путь в 16 тыс. св. лет из спутника нашей Галактики — Большого Магелланова Облака (рисунок 11) и был виден только в Южном полушарии. Надо отдать должное той настойчивости, с которой наблюдатели любители и профессионалы — следят за Южным небом: сверхновая была сфотографирована в течение часа после прихода света на Землю. Однако наблюдатель Р. Макнаут из Сайдинг Спринг (Австралия) даже не представлял себе в тот момент, что именно ему удалось запечатлеть.

Через день любой обладатель какого-либо астрономического инструмента в Южном полушарии мог восхищаться эти явлением. В последующие месяцы на Сверхновую (СН 1987А) было наведено множество инструментов, включал телескопы и датчики на борту воздушных шаров, ракет, спутников и самолётов, а так же наземных телескопов всех видов. Сейчас Сверхновая исследована на всех длинах волн электромагнитного спектра; она оказалась первым исключая Солнце, астрономическим источником нейтрино. Наблюдения дают согласованную картину этого значительного события, картину, которая подтверждает теорию, но в то же время содержит ряд неожиданностей.

Характеристики сверхновой обусловлены звездой-предшественницей. В широком смысле СН 1987А сверхновая 11 типа, энергия ее взрыва вызвана гравитационным коллапсом ядра звезды; такие катастрофы происходят только с массивными звездами. (Сверхновые 1 типа, к которым относится событие 1604 г., по-видимому, представляют собой термоядерные взрывы звезд — белых карликов, которые приобретают массу выше критической.).

При взрыве оболочка, отделившаяся от сердцевины звезды быстро расширяется создавал в межзвездной среде ударную волну ( способную «поджечь» волну звездообразования). Остаток же, ядро звезды быстро сжимается, и если его масса не превышает 2 масс солнца, превращается в нейтронную звезду.

Нейтронная звезда - очень маленькое, сверхплотное небесное тело. диаметр их в среднем не больше нескольких десятков километров, масса примерно равна массе Солнца.

Нейтронная звезда в Крабовидной туманности была обнаружена как источник коротких радиоимпульсов , регулярно повторяющихся с периодом 0,033 сек. Это необычайно короткий период ; переменные звезды известны давно, среди них имеются и звезды с регулярными периодическими изменениями блеска, но столь малыми периодами обладают только пульсары, открытые в 1967 г. Нейтронная звезда в Крабовидной туманности пульсар, обнаруженный одним из первых. Самым первым был пульсар с периодом 1,33 сек, открытый группой радиоастрономов под руководством Э.Хьюиша. Сейчас известно около 400 пульсаров и для подавляющего их большинства период следования импульсов близок к 1 секунде.

Периодичность излучения пульсаров связана с их быстрым вращением: звезда излучает узкий лучок радиоволн, подобный лучу маяка.

Наблюдатель, попадающий в этот луч, видит периодически повторяющиеся импульсы излучения. Но ни одна обычная звезда, ни Солнце ни даже более плотный белый карлик, не могла бы вращаться с периодом, характерным для пульсаров, она немедленно была бы разорвана центробежными силами. Только нейтронная звезда может устоять и вращаться как волчок, не разрушаемая центробежными силами: она очень плотная, достаточно компактная для этого. Эти соображения и послужили, собственно, первым и самым сильным аргументом в пользу того, что пульсары — это нейтронные звезды.

В 70-е годы были открыты также пульсары, излучающие не радиоволны, а главным образом рентгеновское излучение. Ими оказались нейтронньте звезды, входящие в со став двойных звездных систем.

Вернемся же к судьбе массивной звезды, исчерпавшей запасы ядерного топлива, и рассмотрим физические процессы в белых карликах и нейтронных звездах.

Чем больше масса звезды, тем сильнее ее собственное тяготение. Тяготение стремится сжать звезду, и если температура и давление в ней уже не поддерживается ядерным энерговыделением, то тяготению ничто не мешает. Однако по мере уплотнения звезды при гравитационном сжатии в ее веществе появляется совсем особый род упру гости, никак не связанной с температурой и обычным давлением, обязанным тепловым движением частиц. даже при нулевой температуре вещество обладает неисчезающей упругостью, имеющей отнюдь не тепловую природу: в этих условиях действуют эффекты квантовой механики, благодаря некоторым возникает эффективное давление частиц вещества. Газ в таком состоянии называют вырожденным, причем при увеличении плотности состояние вырождения быстрее приходят те частицы газа, масса которых меньше.

В смеси электронов и ядер, из которой состоит сжимающаяся звезда, первыми становятся вырожденными электроны. Возникающая из-за этого дополнительная упругость останавливает сжатие звезды, если ее масса не превышает 1,2 массы Солнца. Расчет этой критической массы сделан впервые Ш. Чандрасекаром. Звезда, в которой тяготение уравновешено квантовомеханическим эффектом давления вырожденного газа электронов - это белый карлик. Ясно, что остывание белого карлика не способно повлиять на давление вырожденных электронов — оно останется тем же и при температуре абсолютного нуля.

При массе превышающей чандрасекаровский предел (1,2 массы Солнца), давление вырожденных электронов не достаточно , чтобы противодействовать тяготению и остановить его. Сжатие звезды продолжается, достигаются все большие плотности, и вместе с этим изменяется состав вещества звезды : электроны как бы вдавливаются в ядра и сливаются с протонами, превращая их тем самым в нейтроны . Слияние электронов с протонами сопровождаются рождением большого числа нейтрино, они свободно покидают звезду, унося из нее всю ту энергию , которая выделилась при сжатии благодаря изменению гравитационной потенциальной энергии звезды.

Теперь, при продолжающемся сжатии, наступает очередь нейтронов переходить в вырожденное состояние. Возникающее в их газе дополнительное давление способно остановит сжатие звезды и скомпенсировать ее собственное тяготение, если масса звезды не превышает 2 масс Солнца. Таким путем возникает сверхплотная звезда, которая и называется нейтронной звездой , т.к. состоит главным образом из нейтронов и удерживается от сжатия благодаря их квантово-механическому эффекту давления. Теорию ней тронных звезд построил задолго до их открытия, еще в 30-е. годы, Л. Д. Ландау. Тогда они представлялись лишь гипотетическими объектами, но их существование в природе неизбежно следовало из законов физики.

Заметим, что быстрое вращение нейтронных звезд, делающая их маяками — пульсарами, - прямое следствие сильного сжатия. Все звезды так или иначе вращаются, вращается и наше Солнце с периодом около месяца (точнее на его экваторе период об ращения составляет 26 дней). При сжатии; уменьшении размера вращение всякого тела убыстряется ( вспомним фигуристов на льду - прижимая руки к телу, они заметно убыстряют свое вращение). Период обращения убывает пропорционально квадрату размера. Если Солнце сжать до размера нейтронной звезды, оно будет вращаться с периодом около 1 с. типичным для пульсаров.

Очень важно и то, что при сжатии звезды возрастает не только скорость вращения, но также и ее магнитное поле — оно усиливается обратно пропорционально квадрату радиуса. При достижении плотностей характерных для нейтронной звезды, магнитное поле может оказаться в десятки и сотни миллиардов раз сильнее, чем в исходном со стоянии звезды. Среднее поле Солнца составляет приблизительно 1 Э, при сжатии до радиуса нейтронной звезды его напряженность оказалась бы равной 10 Э . на сколь ко можно судить, магнитное поле пульсаров еще сильнее, до 10 Э. Именно магнитное поле и формирует пучок радиоволн, излучаемых пульсаром, а этот пучок вращается, как луч маяка, с частотой вращения нейтронной звезды. Совместное действие вращения и магнитных полей обеспечивает исключительно четкую регулярность последовательности импульсов с периодом, равным времени одного оборота звезды, и этот период выдерживается с огромной точностью —до 8-го знака это относится и к радио пульсарам и к рентгеновским пульсарам.

Какова судьба звезды, масса которой превышает предел в 2 солнечные массы? Силы тяготения в этом случае столь велики, что никакая упругость вещества - ни тепловая, ни квантовомеханическая — не может им противостоять. Сжатие такой массивной звезды после исчерпания источников ядерной энергии неудержимо и необратимо -она превращается в черную дыру.

О черных дырах сейчас слышали все. Все в них поражает воображение: создаваемое ими тяготение столь велико, что лучи света не могут выходить из них, а лучи, про ходящие по близости от черных дыр, искривляются и захватываются ими. даже геометрические свойства пространства в течении времени вблизи черных дыр изменяются самым причудливым образом. Черные дыры создают в пространстве бездонные воронки в которые “засасывается” все — и свет, и частицы. Радиус такой воронки сравним с радиусом нейтронной звезды; он составляет несколько километров.

Многое можно было бы рассказать о черных дырах, но для нас сейчас важнее всего один вопрос: существуют ли они в природе? С теоретической точки зрения черные дыры столь же неизбежный результат эволюции звезд, как белые карлики или нейтронные звезды. Но ясно, что наблюдения черных дыр затруднены самой их природой. Безнадежно было бы искать их в виде черных точек на небе; скорее всего, об их существовании можно судить лишь по косвенным признакам.

Если, например, черная дыра составляет двойную систему с обычной звездой, то по особенностям движения этой звезды можно в принципе установить, что ее компаньон - невидимым—является черная дыра. Оба объекта в двойной системе вращаются вокруг их общего центра тяжести и измеряя параметры орбиты обычной звезды, можно оценить массу невидимого компаньона. Конечно, компаньон может быть невиден про сто потому, что это очень слабая, но в остальном вполне обычная звезда. Однако если оценка массы компаньона дает величину, превышающую 2 массы солнца, это будет означать, что невидимый партнер — действительно черная дыра. Ведь будь это обычная звезда большой массы, ее излучение было бы замеченным. ( Напомним, что и белые карлики, и нейтронные звезды, которые тоже могли бы быть невидимыми в двойной системе, обладают меньшими массами .) Имеется несколько источников на небе, относительно которых можно подозревать, что это двойные системы с черными дырами. Таков, например, источник рентгеновского излучения в созвездии Лебедя (его название - Лебедь Х -1). Однако полная уверенность пока отсутствует — необходимы новые и но вые наблюдения, подвергаемые строгому и тщательному анализу. И все же вряд ли можно сомневаться, что черные дыры существуют: у массивных звезд нет иного пути, чем превращение в черную дыру на финальной стадии эволюции. В нашей Галактике должны быть, вероятно, миллионы, если не сотни миллионов черных дыр, нужно только научиться их находить.

Заключение

Исследования, описанные в моей работе, лежат в основе наших знаний о звездном мире, к которому принадлежит и наше Солнце. В итоге выполнения трех международных программ фотографических наблюдений всего неба, выполнены многочисленные исследования движений звезд в окрестностях Солнца. На основе вековых и средних параллаксов звезд составлены основные геометрические и кинематические представления о нашей Галактике.

Теория эволюции звезд, основная тема моего доклада, ставит новые наблюдательные задачи по исследованию звезд на разных стадиях эволюции, стимулирующие ее дальнейшее развитие. Это обеспечивает прогресс наших знаний об эволюции звезд и их связи с образованием таких экстремальных объектов, как нейтронные звезды и черные дыры.

Новейшие наблюдательные данные по черным дырам, изложенные выше, имеют принципиальное значение для фундаментальной физики и релятивистской астрофизики, также для теории внутреннего строения звезд звездной эволюции. Без преувеличения можно сказать, что в проблеме поиска и наблюдательных исследований черных дыр за последние годы произошла тихая революция и проблема черных дыр во Вселенной из чисто умозрительной превратилась в наблюдательную. Это означает качественно новый этап в исследованиях черных дыр и их удивительных свойств, что в ближайшем будущем должно привести к значительному прогрессу в этой увлекательной области исследований.

Современные исследования ведутся и в других областях теории эволюции звезд.

Сурдин В. Г.