����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������
����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������

                          Ю.А.Насимович

                              ____


                           З В Ё З Д Ы


                              ____


              Сводный конспект более полутора сотен
                научных и научно-популярных работ
                 (конспект постоянно дополняется
                 по мере прочтения других работ)

                              ____


                              2006

����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������
����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������



                           ОГЛАВЛЕНИЕ


   От автора ................................................ 3
   Введение ................................................. 3


                Часть 1. Общие сведения о звёздах

   Краткая история изучения звёзд ........................... 4
   Несколько слов о методах изучения звёзд ................. 12
   Параметры звёзд ......................................... 13
   Расстояния до звёзд ..................................... 17
   Внутреннее строение звёзд ............................... 17
   Атмосфера звёзд ......................................... 18
   Движение звёзд .......................................... 18
   Как рождаются звёзды .................................... 19
   Околозвёздное вещество .................................. 26
   Классификации звёзд ..................................... 29
   Звёзды различных классов ................................ 31
   Некоторые дополнения о звёздах различных классов ........ 37
   Некоторые специфические типы звёзд ...................... 37
   Нейтронные звёзды [пульсары, магнитары] ................. 44
   Чёрные дыры ............................................. 50
   Микроквазары ............................................ 55
   Как эволюционируют звёзды ............................... 56
   Как умирают звёзды ...................................... 58
   Гамма-всплески и рентгеновские вспышки .................. 62
   Разные поколения звёзд .................................. 64
   "Экология" галактик ..................................... 64


         Часть 2. Некоторые сведения о звёздных системах

   Что такое звёздные системы? ............................. 65
   Двойные и кратные звёзды ................................ 65
   Затменно-переменные звёзды .............................. 69


             Часть 3. Сведения об отдельных звёздах

   Всё о Солнце ............................................ 70
   Что было и будет с Солнцем и Землёй? .................... 75
   Самые близкие к нам звёзды (кроме Солнца) ............... 76
   Ещё некоторые близкие к нам звёзды ...................... 79
   Ещё некоторые интересные звёзды Нашей Галактики ......... 82
   Интересные звёзды других галактик ....................... 98

   Натурфилософские выводы ................................ 100

   Литература ............................................. 108

   Конспект конспекта [написан И.Р.Миклашевским] .......... 114



                            ОТ АВТОРА

   Во-первых, я никого не хочу вводить в заблуждение.  Этот конс-
пект написан не астрономом.  По образованию и по профессии я био-
лог (ботаник, эколог-практик). Что же касается астрономии, то это
лишь одно из моих внепрофессиональных увлечений. Сначала я просто
читал соответствующие статьи в журналах "Природа" и "В мире  нау-
ки". Когда понял, что не могу удержать в памяти всё, что меня ин-
тересует,  стал конспектировать. Потом я начал путаться в уже за-
конспектированных  статьях и вынужден был составить сводные конс-
пекты,  которые стал дополнять по мере появления новых журнальных
статей. Сводные конспекты делались примерно по десятку тем, и од-
на из них - звёзды.  Оказалось,  что мои конспекты интересны  до-
вольно многим. Они достаточно подробны и в то же время знакомят с
широкой областью знаний,  избавляя от чтения многих десятков ста-
тей и книг на ту же тему.
   Благодарю Илью  Романовича Миклашевского за тщательное прочте-
ние рукописи и многочисленные поправки. Благодарен Андрею Власову
за ряд очень важных поправок,  а также Владимиру Георгиевичу Сур-
дину за консультацию о классификации звёзд. Буду признателен каж-
дому, кто укажет на ошибки в тексте.

                                Ю.Насимович
                                [Юрий Андреевич, тел.: 133-20-97]



                            ВВЕДЕНИЕ

                                 Открылась бездна, звёзд полна.
                                 Звездам числа нет, бездне - дна.
                                                 Михаил Ломоносов

   Звёзды - это основная форма  организации  видимой  материи  во
Вселенной (но если учитывать невидимую материю, то на звёзды при-
ходится всего 0,5%  средней плотности Нашей Вселенной).  Невоору-
жённым  глазом  видно примерно пять с половиной тысяч звёзд.  Все
эти звёзды,  а также большое число других, которые видны только в
телескопы или вообще не видны за облаками космической пыли,  вхо-
дят в огромную звёздную систему - Галактику,  или Нашу Галактику.
Есть и другие галактики, видимая часть которых состоит тоже, пре-
имущественно, из звёзд.


����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������

                Часть 1. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЁЗДАХ

����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������


                 КРАТКАЯ ИСТОРИЯ ИЗУЧЕНИЯ ЗВЁЗД

                             Солнце и Луна и остальные светила...
                          ... стали образовываться и увеличивать-
                          ся благодаря прибавлению и вращению не-
                          которых  мелких  природ,  или ветряных,
                          или огнеобразных...
                                     Эпикур (IV-III века до н.э.)

  Знания и представления о звёздах в древнем мире и античности
          (I тысячелетие до н.э. и I тысячелетие н.э.)

   Звёзды издавна и по-разному объединялись  разными  народами  в
созвездия.  В  настоящее  время принято деление неба на 88 участ-
ков-созвездий, названия которым даны, в основном, древними грека-
ми,  хотя близ южного полюса небесной сферы представлены и недав-
ние "придумки",  т.к. европейцы заглянули "под" Земной Шар лишь в
последние века (плавание Магеллана и т.п.).
   Первые звёздные каталоги (по крайней мере,  дошедшие  до  нас)
были составлены за несколько веков до начала нашей эры. Например,
в 355 г.  до н.э. китайский астроном Ши-Шень включил в свой ката-
лог ("Синг-Чинг") 809 звёзд [здесь и далее, в основном, по "Спра-
вочнику любителя астрономии" П.Г.Куликовского,  2002].  В 294-272
гг. до н.э. началось систематическое определение звёздных положе-
ний при помощи угломерных инструментов,  что делалось, в частнос-
ти, Аристилом с Самоса и Тимохарисом из Александрии [Куликовский,
2002]. В 129 г. до н.э. древнегреческий астроном Гиппарх ввёл ис-
пользуемую до сих пор шкалу видимых звёздных величин (6 градаций)
и составил первый в Европе звёздный каталог [Дагаев, 1955; Скуль-
птура...,  2005], т.е. ещё с античности в Европе и на прилегающих
территориях началось систематическое накопление фактического  ма-
териала о звёздах.  Каталог Гиппарха считался утраченным, но аме-
риканский историк астрономии Б.Шефер (B.Schaefer)  полагает,  что
ему  удалось  найти  представление каталога Гиппарха на мраморной
композиции из фигуры титана Атласа,  держащего на плечах  глобус,
на котором выгравировано 41 созвездие.  Считается, что скульптура
создана в 125 г.  до н.э., что рано для Птолемея (автора каталога
"Альмагест"), но совпадает со временами Гиппарха. Положение звёзд
на глобусе соответствует дошедшим до нас "Комментариям"  Гиппарха
[Скульптура...,  2005].  Три  книги "Альмагеста" александрийского
астронома Клавдия Птолемея появились в 140 г.  нашей эры.  В этом
каталоге представлено 1022 звезды с разделением их на те же 6 ве-
личин, как у Гиппарха.  Впрочем, как недавно выяснилось, Птолемей
только перевёл долготы Гиппарха на свою эпоху,  причём с занижен-
ным значением скорости их изменения  из-за  движения  земной  оси
(прецессии) [Ефремов, 2005].
   Античность подарила  нам и первые правильные догадки о природе
звёзд.  Идея о дозвёздном этапе эволюции мира, т.е. о хаосе, при-
сутствовала уже в мифах Древнего Вавилона и Древней Греции задол-
го до начала нашей эры. Известно также, что Марк Туллий Цицерон в
I в. до н.э. считал, что звёзды, которые мы видим, были не всегда
и что они рождаются из тончайшего огненного  эфира,  заполняющего
Вселенную [Сурдин, 1999]. Уже Анаксагор в V в. до н.э. утверждал,
что Солнце "глыба,  огненная насквозь, а величиной оно больше Пе-
лопоннеса" [Диоген Лаэртский,  1979]. Слово "глыба" можно перево-
дить как "камень", но, наверное, и как "образование", "сгусток" и
т.п.  Значит,  Анаксагор мог и не считать Солнце твёрдым. Важнее,
что  он  признавал его огненным [Ю.Н.].  Демокрит в IV-V веках до
н.э.  предполагал,  что Солнце огромно по сравнению с  Землёй,  а
Млечный  Путь  состоит  из  множества звёзд [Куликовский,  2002].
Аристотель в IV в.  до н.э. писал о предполагаемой шарообразности
звёзд, а Цицерон в I в. до н.э. не сомневался, что Солнце большая
и близкая звезда [Сурдин, 1999]. В книге Николая Коперника мы чи-
таем, что "Он [Цицерон] рассказывает, что Никет допускал движение
Земли.  После этого я прочёл у Плутарха, что и другие придержива-
лись этого мнения" [Масевич,  Тутуков, 1988, с.15]. Идея сходства
далёких звёзд с Солнцем позволяла переносить на них те  сведения,
которыми человечество обладало относительно ближайшей звезды и её
окрестностей,  а по этому поводу имелись очень смелые идеи.  Так,
например,  в  280-265 гг.  до н.э.  Аристарх Самосский высказывал
мысль о движении Земли с Луной и планет вокруг Солнца,  находяще-
гося в центре Вселенной [или только в центре Солнечной системы? -
Ю.Н.].  Ему же принадлежит первая оценка расстояния от  Земли  до
Солнца - 1200 земных радиусов [Куликовский, 2002]. Вселенная мог-
ла представать мысленному  взору  некоторых  античных  мыслителей
бесконечно  большой и обладающей бесчисленным множеством населён-
ных миров.  Мы знаем,  что такие идеи высказывались  Анаксагором,
Эпикуром, Лукрецием.
   Вне Средиземноморья на рубеже двух эр известны лишь  отдельные
наблюдения в области звёздной астрономии, которые не сводились бы
к составлению каталогов.  Так,  например, в марте 328 г. до нашей
эры  в китайской летописи первого года Хэ-Пин династии Хань впер-
вые упоминаются солнечные пятна.  Особо нужно сказать о труде ки-
тайского астронома Чжан Хэна (78-139),  который во 2 в. н.э. оце-
нил  число видимых звёзд в Китае в 2500,  разделил их на 124 соз-
вездия и дал собственные имена 320 звёздам.  Чжан Хэн писал о ша-
рообразности небесных тел и безграничности Вселенной в пространс-
тве и времени.  Он понимал причину солнечных и  лунных  затмений,
независимо от астрономов Средиземноморья открыл явление прецессии
- движения точки весеннего равноденствия по  эклиптике  навстречу
кажущемуся годичному движению Солнца.

             Изучение звёзд в Средней Азии и вне её
           в первой половине II тысячелетия нашей эры

   Дальнейшее изучение звёзд на каком-то этапе истории было  свя-
зано  с  успехами  наук  в Средней Азии.  Большой астрономический
трактат Птолемея был переведён на арабский язык, где и обрёл при-
вычное нам название - "Альмагест".  Около 1031 г. появился "Канон
Масуда",  созданный Абу Рейхана ал-Бируни из Хорезма. Он содержал
описание  1029 звёзд.  В 1437-1446 гг.  Улугбеком из Самарканда и
его сотрудниками был создан каталог 1018 звёзд.  Необходимо отме-
тить, что важны не столько количество звёзд в каталогах,  сколько
точность описания их яркости и местоположения  на  небе.  Каталог
Улугбека  был создан на большой обсерватории,  где имелись совер-
шенные для тех дней угломерные инструменты.  Из конкретных астро-
номических открытий  арабов важно обнаружение переменности звезды
Алголь ("Глаз Дьявола").  Это первое в мире  открытие  переменной
звезды.
   Примерно к  этому  же  времени  относятся отдельные интересные
астрономические наблюдения звёзд вне Средней Азии. Так, например,
4 июня 1054 г.  в Тельце произошла вспышка сверхновой звезды, что
было зафиксировано в европейских,  японских и китайских хрониках.
Звёздный  мир  впервые  предстал  человеческому взору меняющимся,
причём меняющимся очень быстро,  хотя соответствующие философские
выводы были сделаны лишь через несколько столетий. Из других при-
мечательных наблюдений можно отметить упоминание в русской  лето-
писи  о  солнечном  протуберанце  при полном солнечном затмении в
1064 г. Первое европейское наблюдение солнечных пятен тоже содер-
жится в русских летописях и относится к 1371 г.

       Звёздная астрономия в Западной Европе в 15-19 веках

   Дальнейший этап развития звёздной  астрономии  связан  преиму-
щественно  с Западной Европой,  где философская мысль оказалась в
наибольшей степени раскрепощена,  а для наблюдений неба стал  ис-
пользоваться изобретённый здесь телескоп. В середине 15 в. немец-
кий философ Николай Кузанский (1401-1464) первым  в  западноевро-
пейской науке выдвинул идеи, которые шли вразрез не только с гео-
центрической, но и с гелиоцентрической системой мира: "Вечно дви-
жущаяся Вселенная не имеет ни центра, ни окружности, ни верха, ни
низа,  она однородна,  в разных частях её господствуют одинаковые
законы"; "Вселенная есть сфера, центр которой всюду, а окружность
нигде" [В мире науки,  2005,  N7,  с.86]. Труд Николая Кузанского
(Николая Кребса) "О движении Земли" появился в 1440 г. [Куликовс-
кий, 2002]. Позднее эти идеи, в т.ч. идея множественности обитае-
мых миров,  связывались с именем Джордано Бруно, который посвятил
жизнь их пропаганде.  Книга Джордано Бруно "О бесконечности  Все-
ленной  и  мирах"  была издана в Лондоне в 1584 г.  [Куликовский,
2002].  Определённое значение для звёздной астрономии имела и ге-
лиоцентрическая система Коперника,  в которой в центр Мира стави-
лось Солнце с вращающимися вокруг него планетами. И хотя в систе-
ме   Коперника   по-прежнему  присутствовала  "сфера  неподвижных
звёзд", вкладом в звёздную астрономию было правильное представле-
ние о Солнце как центре планетной системы.
   Если же вернуться к собственно звёздной астрономии,  то  здесь
первоначальные  события были связаны с двумя вспышками сверхновых
звёзд.  В 1572 г.  Тихо Браге,  а в 1604 г. И.Кеплер, Г.Галилей и
Д.Фабрициус (отец)  наблюдали  "появление"  на небе новой звезды,
т.е.  вспышку сверхновой,  как мы говорим теперь. Хотя Тихо Браге
ошибочно полагал, что "новая" звезда сконденсировалась из вещест-
ва Млечного Пути, это всё равно означало, что и в мире "вечных" и
"неподвижных"  звёзд иногда происходят изменения.  Галилей считал
звёзды более плотными участками небес и из наличия  противополож-
ных состояний в плотности неба делал вывод о том, что звёзды воз-
никают и уничтожаются.  Для своего времени это были очень  смелые
идеи, т.к., например, И.Кеплер, писал, что в будущем учёные "воз-
держаться от того,  чтобы вместе с Браге рассматривать  кометы  и
новые звёзды как порождение Млечного Пути, если только они не же-
лают говорить нелепости о гибели совершенных  и  вечных  небесных
тел" [Сурдин, 1999, с.13].
   Последующие события в западноевропейской астрономии,  в основ-
ном,  связаны с появлением телескопа. Зрительная труба была изоб-
ретена голландцем Г.Липперегеем в 1608 г.  Это изобретение вскоре
было повторено Галилеем,  который впервые применил трубу для наб-
людений неба.  В 1610 г.  он увидел Млечный Путь  разделённым  на
множество звёзд,  а также, как обычно считается, открыл солнечные
пятна.  По крайней мере,  европейская наука узнала об этих пятнах
именно от Галилея.  В 1611 г. И.Холдсмитом, И.Фабрициусом (сыном)
и тем же Галилеем по перемещению солнечных пятен было  обнаружено
вращение Солнца вокруг своей оси.  Уже в 1630 г. Х.Шейнер (Герма-
ния), наблюдая солнечные пятна, открыл зависимость периода враще-
ния Солнца от гелиографической широты:  на экваторе Солнце враща-
ется быстрее,  чем в умеренных широтах,  т.е. не может быть моно-
литным  твёрдым  телом.  Так началось изучение физической природы
звёзд,  хотя долгое время единственным объектом  такого  изучения
служило Солнце.
   Необходимо отметить также открытие 13 августа 1596 г.  (ещё до
изобретения телескопа) Д.Фабрициусом переменности Миры Кита. Зна-
чительно позднее, с 1639 г., нидерландец И.Гольварда начал систе-
матическое исследование переменности этой звезды. К 1667 г. фран-
цуз И.Буйо определил повторяемость колебаний блеска в 333 дня.  В
этом же году итальянец Г.Монтанари первым в Европе обнаружил  пе-
ременность звезды  Алголь.  Все эти факты свидетельствовали,  что
миру звёзд свойственны разнообразные изменения - как внезапные (в
виде сверхновых звёзд), так и периодические. Позднее изучение пе-
ременных звёзд становится одной из важнейших тем звёздной  астро-
номии.  В 1782-1784 гг. переменные звёзды систематически исследу-
ются английскими астрономами-любителями Дж.Гудрайком  и  Э.Пигот-
том, выдвигается правильная гипотеза относительно природы некото-
рых из них (две близкие звезды,  которые вращаются вокруг  общего
центра  масс,  периодически  затмевая  одна другую) [Куликовский,
2002]. Гудрайк и Пиготт открыли в 1984 г. и первые цефеиды [Берд-
ников, 2006]. В 1894 г. А.А.Белопольский на Пулковской обсервато-
рии обнаружил периодическое изменение лучевых скоростей у цефеид,
что  позволило  Н.А.Умову  предположить  пульсацию  размеров этих
звёзд [Бачинский,  1916;  Люди русской науки,  1961]. Зависимость
между звёздной величиной и периодом пульсации цефеид была выясне-
на в 1912 г. Г.Ливитт на примере 26 цефеид Малого Магелланова Об-
лака  [Бердников и др.,  2006].  Первый каталог переменных звёзд,
содержащий 12 таких объектов опубликован Пиготтом в 1786 г.  [Ку-
ликовский, 2002]. С 1895 г. фотографирование неба и каталогизация
переменных звёзд начались на Московской  обсерватории  под  руко-
водством В.К.Цераского, что привело данную обсерваторию к мирово-
му лидерству в данной области [Блажко,  1940].  В 20 в. в катало-
гах, которые составлялись в Москве под руководством П.П.Паренаго,
были уже данные о 30 тысячах таких звёзд.
   Другая столь же важная тема - визуально-двойные звёзды. Двойс-
твенность Мицара впервые была отмечена в 1611 г.  Галилеем. Серь-
ёзное  исследование  визуально-двойных  звёзд  произвёл с 1776 по
1821 гг. Хр. Майер. В 1779 г. он опубликовал первый каталог таких
звёзд:  690 объектов, причём 60 из них открыты впервые [Куликовс-
кий, 2002]. По другим данным, в каталоге Майера, опубликованном в
1784 г.,  значилось 80 двойных звёзд [возможно, речь идёт о более
позднем каталоге, куда было включено больше двойных звёзд, откры-
тых самим Майром? - Ю.Н.]. Вильям Гершель знал 269 двойных звёзд,
В.Струве - 3133 [Масевич,  Тутуков,  1988]. К 1803 г. Вильям Гер-
шель, в течение 25 лет наблюдавший двойные звёзды, установил, что
некоторые из них являются подлинными системами из двух  звёзд,  а
не  просто  видны  нам почти на одной линии [Куликовский,  2002],
т.е.  члены таких систем перемещаются  в  пространстве,  вращаясь
вокруг общего центра масс. Это означало верность закона тяготения
не только для Солнечной системы.
   В 1717-1718 гг. Эдмунд Галлей открыл собственное движение трёх
звёзд:  Альдебарана,  Сириуса и Арктура [Куликовский,  2002]. Так
как  звёзды  хоть и медленно,  но перемещаются на небесной сфере,
одной из важнейших задач астрономии оказалось составление подроб-
ных каталогов с точнейшим описанием местоположения звёзд. В ката-
логах указывались и другие параметры  звёзд,  доступные  той  или
иной эпохе (в частности,  астрофотометрические данные, спектраль-
ные характеристики). Сначала каталоги составлялись при помощи уг-
ломерных  инструментов без использования телескопа,  потом приме-
нялся также телескоп,  а ближе к нашим дням подобная деятельность
уже  не  мыслилась без использования фотографии.  В 1690 г.  было
осуществлено посмертное издание каталога 1564  звёзд,  созданного
польским астрономом Яном Гевелием ещё без использования оптики. В
1725 г.  вышел в свет последний (третий) том  звёздного  каталога
Дж.  Флемстида (Англия). В каталоге приведены сведения примерно о
3000 звёздах.  В 1762 г.  англичанин Дж. Брадлей завершил цикл из
60  тысяч измерений 3268 звёзд.  В 1763 г.  появился составленный
Н.Лакайлем каталог более 10 тысяч звёзд южного неба.  В  1778  г.
был  опубликован  "Атлас  неба"  И.Боде,  содержащий на 20 листах
изображения 17240 звёзд.  В каталоге,  составленном  англичанином
П.Лаландом и опубликованном в 1801 г.,  указывалось положение уже
47 380 звёзд. Все эти каталоги не утратили значения до настоящего
времени,  хотя современная фотографическая техника позволила соз-
дать более подробные и точные описания.
   Наблюдения за  собственным  движением  звёзд  ознаменовались в
1783 г.  одним из величайших достижений звёздной астрономии: отк-
рыв расхождение звёзд в созвездиях Лиры и Геркулеса,  Вильям Гер-
шель сделал вывод о движении Солнца в этом  направлении  [Дагаев,
1955].  Изучив  собственное  движение Сириуса,  Бессель в 1834 г.
предсказал наличие у него спутника,  который был открыт американ-
цем Кларком в 1862 г. В 1840 г. было обнаружено общее собственное
движение ярких звёзд скопления Плеяды,  что означало,  что данная
группа звёзд перемещается в пространстве как одно целое.
   В 1785-1786 гг.  Вильям Гершель для  изучения  неравномерности
распределения  звёзд  по  небу  впервые  применил метод "звёздных
черпков". Так впервые были оценены размеры и форма Нашей Галакти-
ки, хотя представление о галактике как одной из  звёздных  систем
пришло значительно  позднее.  Суть  метода состояла в том,  что в
каждом из направлений подробно изучался какой-то  один  "кусочек"
неба.
   Постепенно пополнялся арсенал наблюдательных методов  звёздной
астрономии.  1728-й г. является началом астрофотометрии (П.Бугер,
Франция).  В 1859-1860 гг.  Р.Бунзеном и Г.Кирхгофом  был  открыт
спектральный  анализ,  ставший  одним  из  основных  инструментов
звёздной астрономии (звёздная спектроскопия).  В 1842 г. англича-
нином Х.Доплером был сформулирован закон,  вошедший в историю как
"принцип Доплера".  В 1894-1899 гг.  принцип Доплера был  доказан
экспериментально  [Куликовский,  2002].  В 1900 г.  петербургский
астроном А.А.Белопольский в лабораторных условиях подтвердил при-
менимость принципа Доплера к световым явлениям в опыте с  вращаю-
щимися зеркалами [Люди русской науки, 1961]. В 1872 г. была уста-
новлена связь температуры тела и его  излучения  (закон  Стефана)
[Куликовский,  2002]. В 1899 г. московский физик П.Н.Лебедев отк-
рыл и сумел измерить давление света  на  твёрдые  тела  [Лазарев,
1937]. Открытие каждого из таких законов и принципов резко расши-
ряло возможности изучения далёких астрономических объектов,  спо-
собствовало  пониманию  процессов,  происходящих  на них и вблизи
них.  Так,  например,  уже в 1863 г., через 3 года после открытия
спектрального  анализа,  появилась  первая классификация звёздных
спектров (А.Секки) и в спектрах ряда звёзд были отождествлены ли-
нии  нескольких  химических  элементов  (У.Хёггинс).  А в 1872 г.
Г.Фогель опубликовал "Спектроскопические наблюдения звёзд" - пер-
вый каталог спектров 4051 звезды в одной из широких полос неба. В
1889-1890 гг.  были  открыты  первые  спектрально-двойные  звёзды
(Э.Пикеринг в США,  Г.Фогель и Ю.Шейнер в Германии) [Куликовский,
2002].
   Расстояние до ближайших звёзд впервые было определено  методом
годичного параллакса (см.  ниже). Годичный параллакс звезды впер-
вые был измерен в 1835-1836 гг. русским астрономом Василием Яков-
левичем Струве на Пулковской обсерватории близ Петербурга  [Дага-
ев,  1955] или, по другим сведениям, в Дерпте (ныне Тарту) [Ефре-
мов, 2005]. Сделано это было для Веги - ярчайшей звезды северного
неба [Дагаев,  1955].  В 1837 г. годичный параллакс был определён
Ф.Бесселем для звезды 61 Лебедя. Примерно в то же время Гендерсон
на мысе  Доброй  Надежды  выполнил аналогичную операцию для Альфы
Центавра.  Струве первым получил достаточно точное  значение,  но
выбор Гендерсона оказался оптимальным, так как яркие звёзды могут
быть и  сверхгигантами,  расположенными  очень  далеко  [Ефремов,
2005].  В  течение десятилетия после этого были определены парал-
лаксы для многих относительно близких звёзд.
   Успехи астрономии в свою очередь способствовали развитию физи-
ки.  Так,  например, ещё в 1675 гг. датчанин Рёмер по наблюдениям
моментов затмения  спутников  Юпитера  сделал  вывод о конечности
скорости света и измерил эту скорость. Зная о конечности скорости
света,  Джон Митчелл (Мичел) в 1783 г.  [Хокинг, 2000; Черепащук,
Чернин, 2007] и П.С.Лаплас в 1796 г.  [Куликовский,  2002] смогли
предсказать возможность существования объектов, которые мы теперь
называем "чёрными дырами".
   В 18-19  веках  продолжилось инструментальное изучение Солнца,
начатое ещё в 1610 г.  Галилео Галилеем.  В 1715 г. Эдмунд Галлей
открыл хромосферу Солнца.  В 1774 г. состоялось открытие воронко-
образной  формы  солнечных  пятен  (А.Вилсон  из  Шотландии).   В
1814-1815 гг.  И.Фраунгофер  описал  более  300  линий солнечного
спектра и измерил длины их волн.  В 1843-1844 гг. Г.Швабе из Гер-
мании  установил периодичность появления солнечных пятен.  В 1860
г. итальянец А.Секки и англичанин У.Де ла Рю впервые успешно сфо-
тографировали  корону  и протуберанцы во время полного солнечного
затмения [Куликовский,  2002].  В 1868 г. англичане Дж.Н.Локьер и
Н.Погсон  методом  спектрального  анализа открыли на Солнце новый
элемент, названный гелием. В 1895 г. Рамзай, тоже англичанин, вы-
делил гелий  из  "земного"  минерала  клевеита [Энциклопедический
словарь, 1963], что послужило подтверждением больших возможностей
спектрального анализа. В 1903-1905 гг. москвич В.К.Цераский опре-
делил звёздную величину Солнца,  а в 1908 г.  Дж.  Хейл обнаружил
магнитные поля солнечных пятен, но последние два открытия уже от-
носятся к 20 в. [Куликовский, 2002].
   Лавинообразное накопление астрономических знаний в 17-19 веках
способствовало появлению космогонических и т.п. гипотез, объясня-
ющих происхождение и эволюцию Мира. Считается, что в первой поло-
вине 17 в. Рене Декарт (1596-1650) впервые выдвинул космогоничес-
кую  идею  о  формировании  звёзд и планет в результате вихревого
движения эфира [Сурдин, 1999]. Но, если читатель обратил внимание
на эпиграф перед этой главой,  то,  наверное, согласится, что эта
идея была известна и в античности.  Она хорошо иллюстрируется при
помешивании чая с чаинками [Ю.Н.].  Тем не менее, в рамках запад-
но-европейской науки гипотеза Декарта оказалась  важным  шагом  к
правильному пониманию механизма эволюции небесных тел.
   В конце 17 в.  был открыт закон всемирного тяготения (Борелли,
Гюйгенс,  Гук,  Ньютон), и с 18 в. данный закон стал фигурировать
во всех космогонических  гипотезах.  Примечательно,  однако,  что
притяжение  к  центру Земли было известно ещё Пифагору в V в.  до
н.э.  ("...  земля тоже шаровидна и населена со всех сторон.  Су-
ществуют даже антиподы, и наш низ - для них верх") [Диоген Лаэрт-
ский, 1979, с.339]. Предполагать всемирное значение тяготения мог
пифагореец Аристарх в III в. до н.э. Он предложил гелиоцентричес-
кую систему и мог догадываться о  подобии  Солнца  и  звёзд  [ЭС,
1963;  др.]. Но, конечно, эти догадки не были восприняты его сов-
ременниками, а Ньютон сумел убедить мир в своей правоте.
   В 1755  г.  была опубликована "Всеобщая естественная история и
теория неба" немецкого философа И.Канта.  В этой книге  предлага-
лась первая космогоническая гипотеза происхождения небесных тел и
их систем из пылевых туманностей.  В 1761 г.  в  "Космологических
письмах об устройстве Вселенной" Ламберт представил идею иерархи-
ческой структуры бесконечной Вселенной. В 1796 г. появилось пяти-
томное "Изложение системы мира" П.Лапласа, и в его 5-й книге была
выдвинута гипотеза образования планет из вращающейся газовой  ту-
манности (гипотеза Канта-Лапласа).

          Поиски источника энергии звёзд в 19-20 веках

   Важным вопросом на протяжении 19-20 вв.  был  поиск  источника
энергии  звёзд.  Имелись  следующие  гипотезы [Масевич,  Тутуков,
1988]:
   1) аккреционная:  звёзды разогреваются от падающих комет  (Нь-
ютон) или от падающего метеорного вещества (Ю.Майер, 1848). Гипо-
теза оказалась верной для первых этапов формирования звезды;
   2) гравитационная:  звёзды  разогреваются  из-за  постепенного
сжатия (Гельмгольц).  Верно для отдельных и относительно  кратких
этапов в жизни нормальных звёзд, а также для белых карликов. Если
Солнце, к примеру, утратит термоядерный источник энергии, то смо-
жет светиться с примерно такой же силой ещё 2 миллиарда лет, пока
не сожмётся до вырожденного состояния;
   3) радиоактивная (урановая):  энергию даёт распад урана; уста-
рела;
   4) аннигиляционная:  энергия возникает в результате  аннигиля-
ции, к примеру, электронов и позитронов. Верно только при коллап-
се;
   5) термоядерная:  за счёт превращения водорода в гелий и далее
в  другие элементы.  Устоявшиеся взгляды,  которые подтверждаются
опытом многих десятилетий. Основной источник энергии звёзд. Гипо-
теза принадлежит английскому астроному и физику Артуру Стэнли Эд-
дингтону (1923, 1929). Важные последующие шаги в этом направлении
сделали  К.Вайцзекер  (1938),  Г.Гамов  и  Э.Теллер (1938),  Бете
(1938,  1939) и др.  Примечательно, что предположение о возможном
превращении  водорода  в  гелий на Солнце было выдвинуто Перреном
ещё в 1919 г. [Куликовский, 2002].

                  Звёздная астрономия в 20 веке

   Развитие звёздной астрономии в 20  в.  вряд  ли  целесообразно
описывать в короткой вводной главе уж очень подробно, т.к. откры-
тиям этого времени посвящён остальной  текст  рукописи.  Упомянем
лишь отдельные "вехи" этого процесса.
   В 1905 г. Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что звёзды классов K и M
делятся на гиганты и карлики,  промежуточных светимостей у них не
бывает.  Этот вывод в 1910 г. был подтверждён независимыми иссле-
дованиями Генри Норисса Рассела [Ефремов, 2005].
   В 1908 г.  Генриетта Ливитт опубликовала каталог 1777 перемен-
ных звёзд, открытых ею в Малом Магеллановом Облаке по пластинкам,
полученным  в  Перу с 1893 г.  Для 16 из них был определён период
изменения блеска,  и обнаружилось,  что  яркие  переменные  имеют
больший период, т.е. была открыта главная особенность цефеид [Еф-
ремов, 2005].
   В 1911-1914  гг.  для  скоплений Плеяды и Гиады была построена
диаграмма "цвет - звёздная величина", которая привела к диаграмме
"спектр - светимость" Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма легла в
основу современной классификации звёзд.  А в 1919-1923  гг.  была
установлена  зависимость "масса-светимость",  связанная с именами
Герцшпрунга,  Ресселла и Артура Стенли  Эддингтона  [Куликовский,
2002].  Изучение звёздных скоплений оказалось особенно плодотвор-
ным,  так как все звёзды в данном случае имеют  почти  одинаковый
возраст  и  почти одинаковый изначальный химический состав [Ефре-
мов, 2005].
   В 1914-1919 гг. американцем Х.Шепли была разработана пульсаци-
онная теория цефеид [Куликовский, 2002]. Так как период пульсации
цефеид жёстко связан с их абсолютной светимостью, цефеиды "помог-
ли" определить расстояние до тех звёздных систем,  в которых  они
расположены.  Астрономы приобрели один из надёжных способов опре-
деления космических расстояний.
   В течение почти всего 20 в. продолжалось открытие принципиаль-
но новых типов звёздных объектов.  В 1915 г.  американцем Адамсом
был открыт первый белый карлик.  В 1932 г.  Л.Д.Ландау предсказал
возможность существования нейтронных звёзд.  В 1933 г. американцы
В.Бааде и Ф.Цвики  предположили,  что  вспышки  сверхновых  звёзд
обусловлены катастрофическим сжатием  нормальных  звёзд,  которые
превращаются в нейтронные звёзды. В 1967 г. английской исследова-
тельницей (аспиранткой) Джоселин Белл и её  руководителем  Энтони
Хьюишем  (Кавендишская лаборатория в Кембридже) были открыты пер-
вые пульсары,  оказавшиеся предсказанными нейтронными звёздами. В
1970 г. советский физик В.Ф.Шварцман предсказал рентгеновское из-
лучение от пульсаров в двойных системах, а в 1971 был открыт пер-
вый рентгеновский пульсар.  В 1939 г.  американцы Р.Оппенгеймер и
Х.Снайдер  на  уровне знаний 20 в.  опять предсказали возможность
существования "чёрных дыр",  о которых писали ещё Митчелл и  Лап-
лас.  Ближе  к концу 20 в.  "чёрные дыры" были [почти?] найдены и
относительно хорошо изучены.
   В конце 20 в.  последовал комплекс открытий,  связанных с вне-
солнечными планетами.  В 1984 г.  впервые был обнаружен протопла-
нетный диск вокруг звезды Бэта Живописца.  В 1992 г. американские
исследователи  А.Вольцшан  и  Д.Фрейл открыли первую внесолнечную
планету (у радиопульсара, по колебаниям частоты его излучения). В
1995  г.  швейцарцами  М.Майром  и Д.Квелоти была впервые найдена
планета типа Юпитера вблизи нормальной звезды.
   Не слишком важное в теоретическом плане, но весьма символичное
событие произошло в звёздной астрономии в 1996 г.:  впервые  -  с
помощью Космического телескопа им. Хаббла - было получено изобра-
жение диска звезды [Разглядеть Бетельгейзе "в лицо",  1996]. Уда-
лось  разглядеть  диск  красного  сверхгиганта Бетельгейзе и даже
пятна на нём! Звёзды перестали быть точками...

                  Звёздная астрономия в 21 веке

   В 2002 г. - открытие осцилляции нейтрино и окончательное дока-
зательство термоядерной природы энерговыделения в  недрах  Солнца
и, значит, других звёзд. Дело в том, что при термоядерных реакци-
ях выделяются электронные нейтрино,  но их наблюдаемый  поток  из
недр  Солнца  в  2-3 раза меньше теоретического.  Оказалось,  что
электронные нейтрино по пути к Земле частично  превращаются  (ос-
циллируют)  в мюонные и тау-нейтрино,  к которым наши приборы не-
чувствительны [Черепащук, Чернин, 2007].
   В 2004 г.  впервые получен фотоснимок экзопланеты. Сфотографи-
рован объект,  который в 100 раз тусклее коричневого карлика, яв-
ляющегося центром данной системы [Вибе, 2006а].

   В настоящее время мы достаточно хорошо представляем химический
состав и внутреннее строение звёзд, а также процессы, идущие в их
недрах и атмосферах.  Мы знаем,  как рождаются,  эволюционируют и
умирают звёзды, причём нам известны различные варианты этих собы-
тий в зависимости от изначальной массы звезды. Мы знаем, как сме-
няются  поколения  звёзд  и  чем  они отличаются.  Сформировалось
представление о звезде как гигантском термоядерном  реакторе,  за
счёт  работы  которого выделяется энергия,  препятствующая сжатию
звезды и обеспечивающая её свечение. В последние десятилетия были
изучены многие объекты,  которые по массе близки к звёздам,  но в
формальном отношении звёздами не являются из-за отсутствия термо-
ядерных реакций. Это белые и коричневые карлики, нейтронные звёз-
ды и чёрные дыры, а также протозвёзды.

             НЕСКОЛЬКО СЛОВ О МЕТОДАХ ИЗУЧЕНИЯ ЗВЁЗД

   Подробное описание методов,  которыми астрономы изучают Солнце
и другие звёзды, можно найти в любом учебнике астрономии, а пото-
му  в  данном подразделе рассматриваются только некоторые относи-
тельные "новинки" в этой области.
   Традиционная оптическая  телескопия остаётся одним из основных
методов астрономии, хотя здесь имеется много недавних усовершенс-
твований. Во-первых,  мощные  телескопы  (прежде всего - "Хаббл",
начавший действовать с 1990 г.) выведены в космос на орбиту  вок-
руг Земли,  а  поэтому  их работе не мешает земная атмосфера с её
дрожанием и частичной непрозрачностью.  Во-вторых, построены осо-
бенно мощные телескопы в горах,  где атмосфера относительно проз-
рачна.  Таковы,  в частности четыре новых европейских телескопа в
Чили: Анту, Кьюен, Мелипаль (2000 г.) и Йепун (2001 г.). В-треть-
их, шире, чем раньше, стала использоваться фотография: в телескоп
теперь не смотрят,  а рассматривают фотографии на бумаге или, ещё
чаще,  на экране компьютера.  В-четвёртых,  компьютер стал обяза-
тельной частью крупного телескопа:  при помощи него, в частности,
удаётся "ликвидировать" дрожание атмосферы,  т.е. подобные помехи
математическим  путём  "вычисляются"  и автоматически удаляются с
изображений.  В-пятых, создаются согласованные между собой телес-
копы,  дающие на экране компьютера единое изображение. Таковы уже
четыре упоминавшиеся европейские телескопа в Чили.  По  суммарной
мощи они эквивалентны единому 17-метровому телескопу (с таким ди-
аметром объектива или зеркала),  а по чёткости изображения - в 10
раз  превосходят лучшие телескопы-предшественники [Гордость евро-
пейской астрономии, 2000].
   От указанных четырёх европейских телескопов уже "хлынул поток"
информации - 2200 файлов в неделю [Водопад астрономической инфор-
мации, 2000]. Профессиональные астрономы не успевают эту информа-
цию проанализировать,  а потому она была через "Интернет" открыта
для всех любителей науки. Для обработки создан пакет программ MI-
DAS,  распространяемый чилийской обсерваторией.  Условия  доступа
или получения на CD-ROM:  http://archive.eso.org/. Поисковая сис-
тема места и времени съёмки -  http://archive.eso.org/wdb/eso/ob-
servations/form.
   Методы традиционной  оптической телескопии позволяют регистри-
ровать изменения интенсивности (фотометрия) и спектрального  сос-
тава  (спектроскопия)  излучения звёздных атмосфер.  О внутреннем
строении звёзд мы,  как правило,  судим на основании тех или иных
теоретических моделей,  хотя в последние годы  стали  развиваться
астросейсмология  и  детектирование звёздных нейтрино,  а это уже
методы непосредственного изучения недр [Клочкова, Панчук, 2002].
   Вынос приборов в космос,  т.е.  за пределы  земной  атмосферы,
позволил "видеть" звёзды не только в световом и рентгеновском ди-
апазонах,  а во всех диапазонах электромагнитной шкалы, в которых
звёзды излучают энергию (например, в инфракрасных лучах, что поз-
воляет наблюдать эти объекты сквозь облака космической пыли).
   Для определения расстояния до относительно близких звёзд широ-
ко используется метод параллакса.  Суть его в том,  что на звезду
"смотрят" из разных точек (как правило,  из разных  точек  земной
орбиты), измеряя угловую разницу в направлении на объект. Относи-
тельно недавно  европейский спутник "Гиппарх" (по имени создателя
первого звёздного каталога) уточнил этим  методом  расстояние  до
100000 звёзд Нашей Галактики. Точность измерений была много выше,
чем  у наземных телескопов (с Земли определяется парраллакс звёзд
не далее 100 парсек, со спутника - до 1000 парсек). Среди изучен-
ных звёзд оказалось 220 цефеид - "маяков Вселенной",  т.е.  пере-
менных звёзд,  светимость которых чётко взаимосвязана с  периодом
их  "подмигивания".  Таким  образом была уточнена истинная свети-
мость не только этих, но и всех цефеид, а по ним уточнены рассто-
яния до звёздных систем,  где находятся все эти цефеиды. В конеч-
ном итоге были уточнены размеры  и  возраст  Наблюдаемой  области
Вселенной.  Возраст галактик оказался не 15, как считали, а "все-
го" 11 миллиардов лет [Звёзды "омолаживаются"...,  1998]. Возраст
Наблюдаемой области Вселенной теперь принимается равным 13,7 мил-
лиардов лет, т.е. на 2-3 миллиарда лет старше самых старых галак-
тик.
   Теперь в распоряжении астрономии имеются разнообразные способы
определения расстояния до космических объектов. Помимо метода па-
раллакса и использования цефеид,  для этих целей используются лю-
бые объекты,  имеющие известную светимость (например,  сверхновые
звёзды I типа).

                         ПАРАМЕТРЫ ЗВЁЗД

   По наблюдаемому  блеску  различаются  звёзды  первой,  второй,
третьей и т.д.  видимой звёздной величины.  Эта шкала придумана в
Древней Греции во 2 в.  до нашей эры Гиппархом.  Каждая  градация
отличается от предыдущей в 2,512 раза, т.е. звёзды первой величи-
ны в среднем в два с половиной раза ярче звёзд  второй  величины,
второй - во столько же ярче третьей и т.д.  Звёзды на пределе ви-
димости - это звёзды 6-ой звёздной величины.  Они ровно в 100 раз
слабее  звёзд первой звёздной величины (соответствующее уточнение
сделано уже после Гиппарха,  в последние века).  Звёзды,  видимые
только в телескоп,  могут быть 7-ой, 8-ой и т.д. звёздной величи-
ны.  Предел  видимости телескопов середины XX века - звёзды 23-ой
звёздной величины. Для точности используются дробные значения ви-
димых звёздных величин. Шкала Гиппарха продолжена и в другую сто-
рону.  Так,  например,  имеются три звезды ярче нулевой величины:
Канопус - минус 0,9; Сириус - минус 1,6; Солнце - минус 26,7.
   Светимость звёзд  измеряется  либо  в  светимостях  Солнца (во
сколько раз ярче Солнца светит звезда), либо в той звёздной вели-
чине, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии в 10 пар-
секов (в 32,6 светового года).  Последний  показатель  называется
абсолютной  звёздной величиной (в отличие от видимой звёздной ве-
личины). Абсолютную звёздную величину можно определить по видимой
звёздной величине  и  годичному  параллаксу.  Звёзды очень сильно
различаются по светимости.  Светимость звезды S  Золотой  Рыбы  в
400000 раз  больше,  чем  у  Солнца.  Светимость  спутника звезды
"Вольф 1055" - в 700000 раз меньше солнечной [Дагаев, 1955]. Зна-
чит,  по светимости, как и по другим показателям, Солнце является
заурядной звездой.  Среди 14 ближайших к нам звёзд Солнце по све-
тимости уступает только двум из них (Сириусу и Альфе Центавра А),
т.е. в окрестностях Солнца преобладают менее яркие звёзды. Свети-
мость звезды можно оценить по её спектру (см. ниже).
   В зависимости от температуры поверхности звезда имеет тот  или
иной цвет,  тот или иной спектр.  Поэтому по спектру звезды можно
определить её температуру. Выяснилось, что наиболее горячие голу-
бовато-белые  звёзды имеют температуру до 30000 градусов Цельсия,
а наиболее холодные красные - порядка  2500  (закон  Вина).  Есть
звёзды (или полузвёзды) холоднее красных, но они не видны глазом.
Объекты с температурой порядка 1500 градусов не испускают видимых
лучей,  но испускают инфракрасные тепловые лучи, из-за чего обна-
руживаются по фотографиям [Дагаев, 1955]. Средняя температура по-
верхности Солнца - 5780 градусов Цельсия.
   Диаметры звёзд вычисляются по их светимости и температуре (при
той  же  температуре светимость тем больше,  чем больше диаметр).
Диаметр красного сверхгиганта S Золотой Рыбы в  1400  раз  больше
солнечного, а  диаметр  белого карлика Вольф 447 в 500 раз меньше
солнечного и даже в 5 раз меньше земного [Дагаев,  1955]. У неко-
торых гигантских звёзд недавно в космический телескоп им.  Хаббла
удалось разглядеть диск [Разглядеть Бетельгейзе "в лицо",  1996].
Измерены размеры диска и у некоторых особенно близких звёзд [Сур-
дин, 2003б]. Звёзды могут быть практически шарообразными, как на-
ше Солнце,  и  сильно  сплюснутыми  из-за быстрого вращения,  как
Ахернар [Сурдин, 2004а].
   По массе  звёзды  различаются  в  значительно меньшей степени,
чем,  например,  по светимости и размеру.  От массы звезды сильно
зависит  температура  в её центре и ход термоядерных реакций,  а,
значит,  и светимость звезды.  Звёзд в 100 раз  массивнее  Солнца
практически  нет [Дагаев,  1955],  хотя вроде бы есть указания на
существование в Нашей Галактике сверхгиганта массой в 200  солнц,
а в соседней галактике - массой 2000 солнц [Сурдин,  1999], но на
большом расстоянии за один объект можно принять несколько близких
[Ю.Н.]. Согласно другой сводке [Масевич, Тутуков, 1988], когда-то
было представление,  что пульсационно устойчивы звёзды массой  не
более 60 солнечных,  а потом найдена звезда с массой в 150 солнц;
а в ядрах галактик и других плотных  скоплений,  возможно,  могут
возникать  и  более массивные звёзды.  С нижней границей звёздной
массы в теоретическом плане ясности больше. Объекты примерно в 10
раз  "легче" Солнца не могут обеспечить температуру,  необходимую
для ядерных реакций,  и потому вряд ли могут считаться  звёздами,
т.к.  почти не светятся своим светом (по крайней мере,  в видимом
диапазоне) [Дагаев,  1955]. Минимальное значение массы для звезды
нормального  состава  - 0,08 солнечной или 0.07 солнечной (предел
Кумара,  при котором ещё идут  термоядерные  реакции,  на  разных
страницах  книги В.Г.Сурдина приведены чуть разные значения этого
предела),  хотя у "коричневых карликов" свечение  в  инфракрасном
диапазоне возможно при массе 0,02-0,04 солнечной за счёт гравита-
ционного сжатия [Сурдин,  1999] или,  в случае молодости  звезды,
даже  за счёт "горения" дейтерия в ядре [Сурдин,  2000г,  2001а].
Получается,  что масса - это главный параметр звезды, и в природе
постоянно формируются звёзды массой от 100 до 0,08 солнечной (или
до 0,1-0,2  солнечной  с  учётом  коричневых  карликов)  [Сурдин,
2001а].  Распределение  звёзд в пределах этого интервала довольно
равномерное, хотя есть указания, что формирование звёзд в отдель-
ных узких интервалах подавлено.  Возможно, это указывает на пере-
ходные области  между  различными  механизмами  звездообразования
[Сурдин, 1999а].
   Средняя плотность  звезды  определяется по её размеру и массе.
Преобладающее число звёзд имеют среднюю плотность, близкую к сол-
нечной,  но есть звёзды, разреженные в сотни тысяч раз более воз-
духа (красные сверхгиганты) и сжатые в миллиарды раз плотнее воды
(белые карлики).  Спичечный коробок вещества белого карлика Вольф
457 весил бы на Земле 40000 тонн [Дагаев,  1955]. Получается, что
по плотности, как и по размеру, звёзды различаются очень сильно.
   Самостоятельными параметрами звезды, наряду с массой, являются
также начальный химический состав и возраст.  Что же касается аб-
солютной звёздной величины (светимости),  температуры, диаметра и
плотности,  то эти параметры у одиночных звёзд производны от трёх
названных.
   В химическом отношении звёзды различаются,  прежде всего,  со-
держанием тяжёлых элементов,  т.е.  более тяжёлых, чем гелий, так
как водород преобладает всегда, а доля гелия трудно поддаётся из-
мерению.  Это различие выражают через логарифмы обилия содержания
тяжёлых элементов по отношению к их содержанию на Солнце и  назы-
вают металличностью. На Солнце на 1000 атомов водорода приходится
примерно 100 атомов гелия и 2-3 атома более тяжёлых элементов.  В
Нашей Галактике металличность возрастает к её центру и к её плос-
кости,  т.е.,  где звёзд больше,  там их металличность выше, т.к.
энергичней идут процессы "звёздной жизни",  сопровождающиеся син-
тезом тяжёлых элементов.  Углерод,  азот,  кислород, железо могут
синтезироваться в процессе термоядерного "горения" звёзд, а более
тяжёлые элементы образуются лишь при  взрывах  сверхновых.  Но  в
межзвёздную среду и те,  и другие элементы поступают, в основном,
при взрывах сверхновых.  На этом основано деление звёзд на звёзды
первого и второго поколения. Звёзды первого поколения возникли из
первичного вещества,  образовавшегося при Большом взрыве, т.е. из
водорода и гелия [Сурдин, 1999] с ничтожной примесью изотопов ли-
тия, бериллия и бора [Клочкова, Панчук, 2002]. Поэтому в них поч-
ти нет примеси тяжёлых элементов,  хотя чуть-чуть таких элементов
имеется всегда (в 100-200 раз меньше, чем на Солнце), что являет-
ся одной из загадок космологии (перенос кометами и т.п. телами? -
Ю.Н.). Звёзды второго поколения значительно металличней. Говоря о
химическом составе звёзд, нужно также помнить, что элементы груп-
пы кислорода (C, N, O) являются катализаторами ядерных реакций, а
элементы  группы железа контролируют прозрачность звёздных атмос-
фер и, следовательно, светимость [Сурдин, 1999].
   Спектральная характеристика звезды определяется её  химическим
составом и температурой, но не столько этими параметрами для всей
звезды, сколько для её атмосферы.  Современная спектральная клас-
сификация звёзд,  разработанная  в  Йерксской обсерватории (после
Гарвардской системы звёздных классов в  1885  г.),  рассматривает
два комплекса параметров - преобладание в спектре  тех  или  иных
линий, а также ширину этих линий. По наличию тех или иных линий в
спектре  можно судить о температуре и химическом составе звёздной
атмосферы. По ширине линий - об электронном давлении в атмосфере,
увеличение  которого  расширяет  спектральные линии.  Электронное
давление связано с радиусом звезды и при фиксированной температу-
ре характеризует её светимость, т.е. второй спектральный параметр
- это класс светимости [Масевич,  Тутуков,  1988]. По температуре
поверхности  различаются  звёзды голубые (класс O),  бело-голубые
(класс B),  белые (класс A),  желтовато-белые (класс  F),  жёлтые
(класс G), оранжевые (класс K) и красные (класс M), или, согласно
шутнику-Ресселу "Oh,  Be A Fine Girl,  Kiss Me!" [Ефремов, 2005].
Для голубых звёзд характерны линии ионизованных гелия, азота, уг-
лерода, кислорода и кремния. Для бело-голубых - линии нейтральных
гелия и водорода, ионизованных азота, углерода, кислорода и крем-
ния. Для белых - линии водорода, которые доминируют над остальны-
ми линиями. Для бело-жёлтых - линии многих металлов и линии водо-
рода.  Для жёлтых - те же, но линии водорода ослаблены. Для оран-
жевых - линии кальция,  железа, титана. Для красных - линии моле-
кулярных полос оксида титана.  У температурных классов G,  K и  M
имеются разновидности - классы R, N и S. R-звёзды характеризуются
интенсивными полосами поглощения молекулярного углерода  и  циана
(CN).  N-звёзды  - такими же линиями,  но ещё сильнее выраженными
(это углеродные звёзды).  S-звёзды - полосами поглощения  оксидов
циркония,  иттрия  и  лантана.  Что  касается второго параметра -
класса светимости, определяемого по ширине линий, - то в этом от-
ношении различаются сверхгиганты (класс I, разбитый теперь ещё на
несколько классов),  яркие гиганты  (класс  II),  слабые  гиганты
(класс III), субгиганты (класс IV), звёзды главной последователь-
ности (класс V), субкарлики (класс VI, теперь сближается с преды-
дущим классом) и вырожденные белые карлики (класс VII). До недав-
него времени рассматривались также  бело-голубые  карлики  (класс
VIII), но теперь они сближаются с белыми карликами. Особый спект-
ральный класс составляют звёзды Вольфа-Райе (класс WR),  отличаю-
щиеся особенно большой яркостью. Есть и другие категории звёзд. К
их рассмотрению мы ещё вернёмся в главе о классификации звёзд.
   Возраст звёзд подробно рассматривается ниже,  а  сейчас  можно
только напомнить читателю,  что чем массивней звезда, тем быстрее
она "прогорает". Поэтому все массивные и яркие звёзды относитель-
но молоды и принадлежат ко второму звёздному поколению  (возникли
из  вещества взорвавшихся звёзд первого поколения).  Звёзды малой
массы могут быть как молодыми, так и старыми, в т.ч. принадлежать
к первому звёздному поколению.  Потенциально возможный срок жизни
маломассивных звёзд во много раз  превышает  возраст  Наблюдаемой
Вселенной. Мы ещё не увидели их состарившимися.
   Ещё одним параметром (относительно  самостоятельным)  является
скорость вращения звёзд вокруг своей оси. Особенно быстрое враще-
ние (100-500 км/с) встречается только  у  молодых  горячих  звёзд
главной последовательности (спектральные классы O,  B, A и ранние
F - см. ниже). У более поздних звёзд (более поздних, чем F5) ско-
рость вращения не превосходит 20 км/с. Вращение звёзд притормажи-
вается за счёт их магнитного поля (см.  ниже).  Но  многочисленны
также  случаи,  когда более старые звёзды вращаются быстрее моло-
дых. У таких звёзд имеются звёзды-спутники,  причём очень близкие
спутники,  и быстрому вращению способствует выпадение на  главную
звезду  вещества,  перетянутого  со  спутника [Масевич,  Тутуков,
1988]. [Понятия "ранние" и "поздние" спектральные классы не отно-
сятся  к  возрасту,  они  сохранились  по историческим причинам -
прим. А.В.].
   Наличие близкого массивного спутника может влиять и на  другие
параметры звезды.

                       РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД

   Расстояния до ближайших звёзд впервые  были  измерены  методом
годичного параллакса (1835-1836,  В.Я.Струве, Пулковская обсерва-
тория близ Петербурга).  Годичный параллакс - это половина  угла,
на  который  звезда  смещается  на  фоне  более далёких звёзд при
взгляде с противоположных точек земной орбиты. Расстояния измеря-
ются  в парсеках ("параллакс-секундах").  1 парсек - это расстоя-
ние,  на котором объект имеет параллакс в 1 секунду дуги. В одном
парсеке 3,26  светового года,  или 206 265 астрономических единиц
(расстояний от Земли  до  Солнца),  или  31  триллион  километров
(3,1*10 в тринадцатой степени).  Ещё расстояние можно измерять  в
световых годах.  1 световой год - 0,307 парсека, или 63 271 а.е.,
или 9,5*10 в двенадцатой степени километров.  С Земли удаётся оп-
ределить параллакс звёзд,  расположенных  не  далее  100  парсек.
Спутник "Гиппарх" увеличил этот предел примерно до 1000 парсек.
   Удалённость далёких  звёзд оценивается по расстоянию до анало-
гичных близких звёзд,  изученных методом годичного параллакса.  В
этом  смысле  наиболее удобны объекты с определённой и хорошо из-
вестной светимостью.  Поэтому большое значение имеет точное опре-
деление расстояния до цефеид,  у которых светимость тесно связана
с периодом их переменности (см.  ниже). Известной светимостью об-
ладают также сверхновые звёзды I типа.  Кроме того,  они издалека
видны, а потому имеют большое значение для определения расстояния
до других галактик, в которых они вспыхнули.
   До ближайшей к Солнцу звезды - Проксимы Центавра - 4,2  свето-
вого года,  или примерно 40 триллионов (т.е. 40 миллионов миллио-
нов) километров [Купер, Хенбест, 1998]. Это в миллион раз больше,
чем до Венеры - ближайшей планеты [Ю.Н.].

                    ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ЗВЁЗД

   Плотность вещества  звезды увеличивается по мере приближения к
её центру,  причём она возрастает не только плавно (из-за  посте-
пенного увеличения давления выше лежащих слоёв),  но  и  скачками
(из-за  разрушения  привычной для нас структуры атомов).  Поэтому
имеются чётко различимые слои.  Вещество в центре Солнца сжато до
плотности в  100  раз более воды,  а в центре белых карликов - до
многих тысяч тонн в кубическом сантиметре [Дагаев, 1955].
   В большинстве своём звёзды состоят из: 1) ядра, в котором про-
текают термоядерные реакции;  2) зоны лучистого переноса (переиз-
лучения, лучистого равновесия), где энергия термоядерных реакций,
переносясь от атома к атому, движется к периферии звезды; 3) кон-
вективной зоны,  где  большие массы вещества в виде горячих струй
поднимаются к поверхности звезды  и  в  виде  охладившихся  струй
опускаются к зоне лучистого переноса. Но соотношение этих слоёв у
разных звёзд разное.  Бывает также,  что чётко  выраженных  слоёв
больше  ("луковица").  [Кроме того,  бывают звёзды с конвективной
зоной в центре - прим.  А.В.]. У некоторых звёзд термоядерные ре-
акции идут не в ядре,  а в оболочке над ним. Подобные особенности
рассматриваются ниже применительно к Солнцу и разным типам звёзд.

                         АТМОСФЕРА ЗВЁЗД

   В атмосфере большинства звёзд различаются: 1) фотосфера: види-
мая поверхность толщиной в несколько сотен километров (здесь вид-
ны гранулы,  факелы,  пятна); 2) хромосфера: ярко светящийся обо-
док,  который,  например,  вокруг  Солнца бывает заметен во время
полного солнечного затмения; здесь наблюдаются хромосферные явле-
ния - протуберанцы,  спикулы,  макроспикулы, т.е. различные струи
раскалённого ионизированного газа; 3) корона: правильной или неп-
равильной  формы светящаяся область,  которая,  например,  вблизи
Солнца тоже бывает видна во время затмений,  но превышает  радиус
Солнца в несколько раз;  корона не имеет чёткой границы и, по не-
которым данным,  простирается до границ планетной системы и даль-
ше.
   В короне выделяется несколько слоёв, причём отличия между ними
не  только  количественные,  т.е.  дело  не  только в постепенном
уменьшении плотности вещества по мере удаления от звезды.  Разре-
женное вещество  в  звёздных  коронах  разогрето до очень больших
температур (миллионы градусов) и не удерживается ни  гравитацион-
ными силами,  ни давлением межзвёздного газа. Возникает солнечный
ветер,  с которым от звезды уносятся и вмороженные в ионизирован-
ное  вещество магнитные поля.  Источники этих полей находятся под
видимой поверхностью звезды и вращаются вместе с  ней.  Эти  поля
заставляют вращаться вместе со звездой и часть короны.  Эта часть
для Солнца, например, составляет 25 солнечных радиусов. На грани-
це  сферы  совместного  вращения магнитные силовые линии начинают
вытягиваться солнечным ветром и закручиваться в спираль, что при-
водит к торможению звезды.  По сути момент вращения от звезды пе-
редаётся околозвёздной оболочке (а,  значит, и планетам на первых
стадиях их образования) [Кацова, Лившиц, 1998].

                         ДВИЖЕНИЕ ЗВЁЗД

   Движение звёзд  относительно  Солнца определяется одновременно
по их видимому угловому движению и по эффекту Доплера (при движе-
нии от нас соответствующие спектральные линии смещаются в красную
сторону и наоборот). Выяснилось, что за сутки звёзды перемещаются
в среднем на величину своего диаметра [Дагаев,  1955]. Естествен-
но, что подобное движение тем заметней, чем ближе к нам звезда.
   Звёзды в  окрестностях Солнца движутся вокруг центра Нашей Га-
лактики единым потоком со скоростью порядка 200 с лишним км/с, но
всё-таки  по несколько различным орбитам,  т.е.  расстояния между
ними меняются.  Меняются также очертания созвездий. Относительные
скорости  соседних звёзд составляют несколько десятков километров
в секунду [Дагаев,  1955]. Все четыре ближайшие к Солнцу звезды в
настоящее время приближаются к нам. Проксима Центавра, до которой
4,2 световых года, через 27 тысяч лет подойдёт к Солнцу на 3 све-
товых года, а потом начнёт удаляться. Сходным образом поведут се-
бя оба компаньона двойной звезды Альфа Центавра.  Летящая  звезда
Барнарда,  удалённая  на  5,9 светового года,  через 10 тысяч лет
подлетит на 3,7 светового года,  а потом  тоже  начнёт  "уходить"
[Сурдин, 1994].
   С возрастом собственные (или случайные) скорости звёзд  увели-
чиваются, и поэтому старые звёзды меньше задерживаются в галакти-
ческих рукавах [Ефремов, 2005]. Получается, что наиболее упорядо-
ченным движением обладает газ, порождающий звёзды, а потом звёзды
"разбредаются" по галактике и, вероятно, могут даже покинуть диск
[Ю.Н.].
   Ниже рассматриваются особенности движения самого Солнца,  а  в
конспекте о галактиках - особенности движения звёзд в разных час-
тях галактики, в т.ч. в шаровых скоплениях и непосредственно близ
центральной галактической чёрной дыры.

                      КАК РОЖДАЮТСЯ ЗВЁЗДЫ

                           Послушайте, ведь если звёзды зажигают,
                           значит это кому-то нужно.
                                              Владимир Маяковский

                                           Удача!
                                                 Вспыхнул пятнами
                                           сплошной огневорот,
                                           разбушевались атомы,
                                           зажёгся
                                                 водород.

                                                   Семён Кирсанов

                Была некогда разреженная газовая масса, части ко-
             торой имели разное и очень несогласованное движение.
             Из неё получилась материя всё более и более сложная,
             менее упругая,  отчего масса сжималась и уплотнялась
             силою тяготения.
                             К.Э.Циолковский [1931; 2007, с. 14].

   ГИПОТЕЗЫ И ТЕОРИИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ. Идея рождения звёзд в ре-
зультате вихревого движения эфира,  как уже говорилось, принадле-
жит античным атомистам (Эпикур и, возможно, другие), а в западно-
европейской культуре её впервые высказал Рене Декарт.  После отк-
рытия всемирного тяготения причину аккумуляции звёзд стали видеть
именно в тяготении между  частицами  разреженного  вещества.  Эту
идею впервые высказал священник Ричард Бентли (1662-1742) в пись-
ме к Ньютону, и Ньютон согласился с ним, указывая, что ограничен-
ная по размерам Вселенная сжалась бы в единый ком,  а бесконечная
Вселенная имеет много центров гравитационного сжатия [теперь  из-
вестно, что  это  не  совсем так].  Важнейшее дополнение к теории
звездообразования сделал Джеймс Хопвуд Джинс (1877-1946). В рабо-
те  "Устойчивость сферической туманности" (1902) он показал,  как
гравитации противостоит давление газа,  т.е.  "стремление" частиц
газа  разлететься  по всей Вселенной.  Идеи Джинса в той или иной
степени лежат в основе почти всех последующих подходов к  звездо-
образованию.  Можно сказать, что современная теория звездообразо-
вания в основе своей создана именно Джинсом.  Ниже приводится пе-
речень  основных  гипотез и теорий звездообразования в хронологи-
ческой последовательности [Сурдин, 1999]:
   1. ВИХРЕВАЯ  ГИПОТЕЗА  ЭПИКУРА-ДЕКАРТА (III-IV вв.  до н.э.  -
первая половина 17 в.).  Вихревое движение  эфира  захватывает  и
сжимает вещество будущих звёзд. В своём классическом варианте эта
гипотеза теперь не рассматривается [Сурдин,  1999], но, вероятно,
вихревое движение межзвёздного  вещества  может  играть  какую-то
роль на ранних этапах его сгущения. Кроме того, вихревым движени-
ем может определяться изначальный вращательный момент  той  части
облака, которая сжимается в конкретную звезду [Ю.Н.].
   2. АККУМУЛЯТИВНАЯ ГИПОТЕЗА БЕНТЛИ-НЬЮТОНА (1692).  Аккумуляция
звёзд  происходит в результате притяжения между частицами вещест-
ва, и,  т.к.  пространство бесконечно, возникает не один, а много
притягивающих центров.  Классический вариант этой гипотезы  уста-
рел, т.к. в нём не учитывается движение частиц газа, в результате
которого эти частицы стремятся разлететься во все стороны. Но са-
мая суть гипотезы не отвергнута.
   3. ДЖИНСОВСКАЯ  ТЕОРИЯ ГРАВИТАЦИОННОЙ НЕУСТОЙЧИВОСТИ [ДОЗВЁЗД-
НОГО ВЕЩЕСТВА] (Джеймс Хопвуд Джинс,  1877-1946, работа "Устойчи-
вость сферической туманности", 1902). Существуют критические раз-
мер и масса газовых уплотнений (джинсовские размер и масса),  при
которых облако способно к гравитационному коллапсу, т.к. гравита-
ция может преодолеть давление частиц газа.  В отсутствие давления
гравитация вызвала бы коллапс за время свободного  падения,  а  в
отсутствие гравитации газовое облако расширялось бы до определён-
ного радиуса за определённое динамическое  время.  Теория  Джинса
показала,  что  известные в то время эмиссионные туманности из-за
своей нагретости и разреженности не могут быть местами формирова-
ния звёзд, а более холодные и плотные туманности ещё не были отк-
рыты.  Поэтому Джинс считал, что звёзды рождались в далёком прош-
лом,  и  построил  ДЛИННУЮ ШКАЛУ ЭВОЛЮЦИИ ВСЕЛЕННОЙ (10 в 13-14-й
степени лет),  что было ВТОРЫМ КРУПНЫМ  ЗАБЛУЖДЕНИЕМ  КОСМОГОНИИ,
длившимся три десятилетия.  ПЕРВОЕ КРУПНОЕ ЗАБЛУЖДЕНИЕ КОСМОГОНИИ
- это признание всех туманностей газовыми и  т.п.  образованиями,
дающими  начало  звёздам и планетам (длилось три столетия,  17-19
века).  После открытия в 1940-е годы термоядерных  реакций  стало
ясно, что звёзды молоды и продолжают рождаться в современную эпо-
ху.
   4. СОВРЕМЕННАЯ ТЕОРИЯ ГРАВИТАЦИОННОЙ НЕУСТОЙЧИВОСТИ (Е.М. Лив-
шиц,  С.Чандрасекар,  А.Б.Северный, Я.Б.Зельдович, Дж.Силк и др.)
учитывает также вращение и расширение  газа,  присутствие  звёзд,
магнитного поля и космических лучей, но в основе своей имеет фор-
мулы Джинса. Последующие идеи о формировании звёзд, которые расс-
матриваются  в  данном  списке ниже,  базируются на той же теории
гравитационной неустойчивости и по сути являются её вариантами  и
уточнениями.  Кроме  того,  в этих теориях рассматривается роль в
звездообразовании межзвёздных облаков,  хорошо описанных в первой
половине 20 века. Э.Барнард в 1913 г. опубликовал снимки Млечного
Пути,  где видно 349 светлых и тёмных туманностей.  В светлых ту-
манностях  газ и пыль освещены звёздами - породившими их,  порож-
дёнными ими или случайными соседними.  В тёмных - не освещены.  В
1946 г.  Б.Барт и Э.Рейли открыли на фоне светлых туманностей ма-
ленькие чёрные пятна - глобулы,  ослабляющие звёздный свет в  де-
сятки и сотни раз.  Их и приняли поначалу за "протозвёзды",  хотя
вопрос оказался сложнее.
   5. ТЕОРИЯ   ПЫЛЕВЫХ  КОНДЕНСАЦИЙ  (Л.Спитцер,  1941;  Ф.Уиппл,
1946).  Локальное увеличение плотности газа  сначала  приводит  к
росту пылинок, после чего уплотнение становится менее прозрачным,
и тогда свет своим давлением со всех сторон начинает сжимать  это
уплотнение.  Но потом в Галактике было открыто сильное турбулент-
ное движение вещества,  которое должно перемешать пыль и  воспре-
пятствовать её коллапсу.
   6. ТЕОРИЯ АККРЕЦИИ (1940-е годы).  Карл Вейцзеккер -  аккреция
газа  на  пылевые  ядра;  Фред Хойл - омоложение старых звёзд при
проходе через газопылевое облако.  При прохождении  через  облако
наибольшую  массу  должна приобретать медленно движущаяся звезда,
что и наблюдается:  массивные звёзды имеют наименьшие хаотические
скорости. Но к этому времени уже были открыты глобулы, а в них не
так много пыли.  Значит, сжатию подвержены именно газовые облака.
Были и другие причины,  из-за чего теория аккреции была отвергну-
та.
   7. ТЕОРИЯ ОБЖИМАНИЯ ТЁМНЫХ КОНДЕНСАЦИЙ (Бирман и Шлютер, 1954;
Оорт и Спитцер,  1955). Если в неоднородной межзвёздной среде по-
является яркая ОВ-звезда, то она создаёт вокруг себя ионизирован-
ную область (зону Стремгрена),  в которой  непрогретыми  остаются
лишь непрозрачные уплотнения газа.  Нагретый газ обжимает эти уп-
лотнения до гравитационного коллапса. А звезда нагревает обращён-
ную к  ней сторону коллапсирующих облаков,  из-за чего разогретый
здесь газ, оттекая, вызывает реактивный эффект, и облака начинают
разлетаться от звезды. Так возникают расширяющиеся ассоциации мо-
лодых звёзд, что и наблюдается.
   8. ТЕОРИЯ ФРАГМЕНТАЦИИ (Фред Хойл,  1953;  Хантер,  1962), или
теория гравитационной неустойчивости и  фрагментации.  Облако  (в
т.ч.  "зародыш" галактики), сжимаясь, начинает вращаться быстрее,
из-за чего делится пополам,  пополам и т.д.  вплоть до распада на
протозвёзды.  Известно  также,  что  при свободном гравитационном
сжатии  несферического  облака  его  несферичность   усиливается:
сплюснутый сфероид превращается в диск,  а вытянутый сфероид -  в
"сигару",  которая распадается на цепочку фрагментов.
   Для признания теории поначалу не доставало наблюдательных дан-
ных, а потому появлялись и другие ("нетрадиционные") теории звез-
дообразования:  по Крату (1952) звёзды  образуются  путём  сжатия
тёмных планетообразных тел;  по Амбарцумяну (1953) - в результате
распада гипотетических дозвёздных тел.  Признания эти  теории  не
нашли.
   9. ПАРКЕРОВСКАЯ  НЕУСТОЙЧИВОСТЬ - концентрация вещества в маг-
нитных "ямах". Газ поддерживается в устойчивом состоянии не толь-
ко  за счёт давления,  но и упругостью "вмороженного" в него маг-
нитного поля.  Если небольшая область на краю облака случайно уп-
лотнится,  то она опустится под действием тяжести, увлекая за со-
бой магнитное поле в виде "ямы".  В "ямы"  начнут  стекать  новые
порции газа, усиливая её углубление. А рядом с "ямами" более раз-
реженный газ "всплывёт" вместе с силовыми линиями в виде выгнутых
арок.
   10. ТЕПЛОВАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ - при наличии  внешних  источников
энергии  однородный  газ разделяется на плотные холодные облака и
горячий разреженный газ между ними.
   11. ИНИЦИИРОВАНИЕ  ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ  УДАРНЫМИ  ВОЛНАМИ.  Если
движение  газа  в  межзвёздной  среде происходит быстрее скорости
звука,  возникают резкие скачки плотности,  распространяющиеся  в
виде  ударных  волн.  Ударные  волны  могут  быть вызваны взрывом
сверхновой,  звёздным ветром,  галактической  спиральной  волной,
столкновением облаков и т.д.  Уплотнение газа ударной волной ини-
циирует звездообразование. Звездообразование приводит к появлению
молодых массивных звёзд,  которые быстро "прогорают" и взрываются
в качестве сверхновых, передавая волну звездообразования дальше.
   Обычно в современных моделях звездообразования рассматривается
комплекс идей,  рассмотренных выше, но, как уже говорилось, глав-
ная  идея - идея противоборства гравитации и давления газа - при-
надлежит Джинсу, и появилась она в самом начале 20 в.

   ПРИЗНАКАМИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ являются: 1) массивные звёзды; 2)
окружающие их эмиссионные туманности,  т.е. туманности, выпускаю-
щие струи газа (и то, и другое хороший индикатор для соседних га-
лактик,  но  не для плоскости Млечного Пути из-за поглощения све-
та);  3) инфракрасное излучение пыли,  нагретой горячими звёздами
(видно и в плоскости Нашей Галактики); 4) радиоизлучение компакт-
ных областей ионизированного водорода (областей H II),  возникаю-
щее  при образовании нейтральных атомов из частиц с противополож-
ными зарядами (радиорекомбинационное излучение);  5) радиоизлуче-
ние  газопылевых  дисков  вокруг  формирующихся  и  новорожденных
звёзд;  6) доплеровское расщепление молекулярных линий во вращаю-
щемся диске вокруг таких звёзд; 7) доплеровское расщепление моле-
кулярных линий тонких быстрых  струй  (джетов),  вырывающихся  из
этих  дисков (с их полюсов) со скоростью примерно 100 км/с [и бо-
лее - до 600 км/с];  8) наличие ассоциаций,  скоплений и звёздных
комплексов  с  массивными звёздами (массивные звёзды почти всегда
рождаются большими группами);  9) общее увеличение светимости га-
лактики  в  далёком инфракрасном диапазоне из-за наличия там мас-
сивных звёзд; 10) наличие крупных молекулярных облаков (индикатор
охлаждения и уплотнения межзвёздной среды,  т.е.  готовности её к
формированию звёзд,  хотя и не индикатор звездообразования);  11)
наличие  глобул  (тоже индикатор готовности к звездообразованию).
Но звёзды малых масс нередко формируются поодиночке, а потому за-
метить их удаётся на расстоянии не более 1 килопарсека от Солнца,
т.е. перечисленные индикаторы имеют отношение, в основном, к мас-
сивным звёздам или к смешанным группам [Сурдин, 1999].

   ОЧАГИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ.  В  Нашей  Галактике около 70%  звёзд
рождается сейчас в спиральных рукавах, 10% - в пространстве между
рукавами (тоже в галактической плоскости),  10% - в районе центра
Галактики,  10%  - в гало вне  галактической  плоскости  [Сурдин,
1999].  Это означает,  что интенсивность звездообразования в спи-
ральных рукавах почти в 30 раз выше, чем в межрукавном пространс-
тве,  т.к.  рукава занимают лишь около 20%  объёма галактического
диска.  Так как эти же рукава составляют не более 1%  объёма всей
Галактики,  можно сказать, что звездообразование в них происходит
в 70 раз (или,  что корректнее,  примерно в 100 раз) интенсивнее,
чем в Галактике в целом,  в 200-250 раз интенсивнее, чем в Галак-
тике без учёта рукавов,  а также в 700 раз (или примерно  в  1000
раз) интенсивнее,  чем в гало вне галактической плоскости. Навер-
ное,  читатель понимает, что цифры эти приблизительные, т.к. спи-
ральные  рукава не резко переходят в межрукавное пространство,  а
галактический диск столь же не резко - в пространство вне  галак-
тической плоскости [Ю.Н.]. Наибольшая интенсивность звездообразо-
вания наблюдается на расстоянии от 3,5 до 6,5 килопарсек от цент-
ра Галактики,  т.е.  в "кольце звездообразования",  расположенном
внутри солнечной орбиты.  Это кольцо представляется нам  как  об-
ласть  Млечного Пути,  протянувшаяся на 60 градусов в обе стороны
от центра Галактики [Сурдин, 1999].
   В пределах  спиральных  рукавов  очаги  звездообразования тоже
распределены  неравномерно.  Они  образуют   комплексы   размером
200-500 парсек,  в которых особенно много молодых звёзд, областей
ионизированного водорода и плотных молекулярных облаков межзвёзд-
ной среды.
   Отдельные очаги звездообразования,  как уже говорилось,  нахо-
дятся и вне спиральных рукавов,  хотя там их гораздо меньше. Так,
например, в редких случаях встречаются  "независимые"  плотные  и
массивные молекулярные облака,  и звёзды рождаются в них с той же
интенсивностью,  как и в спиральных рукавах [Сурдин,  1999].  Они
могут быть на расстояниях до 15-20 килопарсек от центра Галактики
и на высотах до 1-2 килопарсек от плоскости Галактики.
   Вне Нашей Галактики были описаны очень крупные скопления моло-
дых звёзд (сотни,  тысячи). Их называют звёздными сверхскопления-
ми, или сверхассоциациями, или голубыми шаровыми скоплениями, или
богатыми  голубыми  скоплениями.  Это  области  недавнего бурного
звездообразования, вспышки звездообразования.
   Неравномерность и иерархичность в распределении молодых  звёзд
связаны  с аналогичными характеристиками облачной структуры межз-
вёздной среды. Так, например, звёздные скопления связаны со свои-
ми предшественниками - ядрами гигантских молекулярных облаков,  а
звёздные облака и комплексы в сотни парсек -  с  комплексами  ги-
гантских молекулярных облаков,  объединёнными в недрах сверхобла-
ков нейтрального водорода (H I).
   Области бурного  звездообразования обнаруживаются:  1) в ядрах
крупных галактик;  2) на концах  спиральных  рукавов  (гигантские
межгалактические  области ионизированного водорода диаметром до 1
килопарсека и иногда с 1000 молодых звёзд классов O и  B;  3)  на
периферии неправильных галактик; 4) в карликовых галактиках в ка-
честве единственного очага звездообразования (H II-галактики).
   Звездообразование, как теперь выяснено, тесно связано с глобу-
лами и ядрами гигантских молекулярных облаков,  а поэтому погово-
рим о них подробней.
   ГЛОБУЛЫ открыты  в  середине  20 в.,  они обнаружились на фоне
светлых туманностей [Сурдин,  1999]. Это компактные и почти шаро-
видные  тёмные туманности размером от 5 до 50 тысяч астрономичес-
ких единиц [Дагаев, 1955б], т.е. очень маленькие объекты в галак-
тических  масштабах.  Звёздный  свет  ослабляется ими в десятки и
сотни раз [Сурдин,  1999].  Чем больше глобула,  тем меньше света
она поглощает.  Значит, глобулы эволюционируют в сторону сжатия и
уплотнения,  т.е. коллапсируют, хотя, как позднее выяснилось, всё
не  так просто.  Поэтому глобулы рассматривались в качестве "про-
топротозвёзд".  Теперь мы знаем,  что иногда глобулы долгое время
остаются в стабильном состоянии [Сурдин, 1999]. В настоящее время
выяснено,  что глобулы рассеяны по всему Млечному Пути,  но  кон-
центрируются  в областях,  где много тёмных туманностей.  Всего в
Галактике должно быть около 30 000 крупных глобул.  Размеры круп-
ных  глобул часто бывают от 0,5 до 1,5 парсека,  а массы от 10 до
140 солнечных,  хотя недавно были открыты и миниглобулы, из кото-
рых звёзды возникнуть не могут. Так как внутри глобул нет горячих
звёзд, они теплее снаружи, где нагреваются звёздным светом и кос-
мическими  лучами.  Гравитационная энергия глобул обычно близка к
кинетической энергии газовых потоков и к энергии теплового движе-
ния молекул. По-видимому, энергия магнитного поля в глобулах тоже
способствует их стабильности (магнитное поле  не  затухает,  т.к.
звёздное излучение извне проникает в глобулу, поддерживая иониза-
цию газа).  Движение газовых потоков,  давление газа и  магнитное
поле долгое время удерживают глобулы от сжатия. Но если какая-ни-
будь сторонняя сила  (например,  свет  недавно  родившейся  яркой
звезды) чуть-чуть сожмёт глобулу, то её прозрачность уменьшится и
магнитное поле начнёт затухать.  Это может  привести  к  коллапсу
глобулы  и  образованию  нескольких звёзд.  На поверхности глобул
иногда видны РИМЫ - ободки и выступы из ионизированного газа. Они
возникают  под влиянием соседних ярких звёзд и являются признаком
нарушения стабильности.  Стимулированное звездообразование проте-
кает  активней,  чем самопроизвольное.  Волна сжатия может пройти
0,1 парсека примерно за 10 тысяч лет, в результате чего звездооб-
разование охватит значительную часть глобулы.  Происхождение гло-
бул не выяснено,  но,  вероятно,  они связаны с разрушением более
массивных облаков [Сурдин, 1999].
   ГИГАНТСКИЕ МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ОБЛАКА (ГМО) - это особый класс  моле-
кулярных облаков,  тоже ответственных за звездообразование.  Под-
робное их описание приведено в сводном конспекте о галактиках,  и
сейчас достаточно сказать, что размеры этих образований составля-
ют от  10 до 50 парсек,  а массы - до миллиона и более солнечных,
т.е. они несоизмеримо больше глобул. В Галактике их до 6000. Сре-
ди них различаются:  1) ХОЛОДНЫЕ ГМО (5-10 градусов Кельвина,  во
всём галактическом диске); 2) ТЁПЛЫЕ ГМО (11-30 К, только в рука-
вах).  С  очагами  звездообразования  связаны  именно тёплые ГМО.
Звездообразование происходит в их ядрах,  или конденсациях.  Кон-
денсации дают начало звёздным агрегатам - скоплениям,  ассоциаци-
ям, кратным звёздам и т.д. Ядра бывают в сотни раз плотней облака
в целом. Инфракрасный спектр некоторых ядер указывает, что внутри
них уже появилась молодая звезда или протозвезда. Иногда ядра бы-
вают двойными,  что говорит о гравитационной фрагментации.  Такие
ядра - предшественники двойных звёздных скоплений.  Иногда  сбли-
женных  ядер  так  много,  что правильней говорить о МОЛЕКУЛЯРНЫХ
КОМПЛЕКСАХ [Сурдин, 1999].
   Коллапс небольшого молекулярного облака (или,  точнее, его ма-
ленькой части) может привести к формированию либо одиночной звез-
ды,  либо двойной или кратной системы, либо звезды с протопланет-
ным диском.  Это зависит от массы облака, но ещё больше - от вра-
щательного момента.  При малом моменте возникнет одиночная звезда
без планет,  при среднем - планетная система (много вещества выб-
расывается центробежной силой в протопланетный диск), а при боль-
шом  - звёздная система (происходит фрагментация облака) [Сурдин,
1999].
   Недавно звездообразование открыто и во внегалактическом прост-
ранстве [Вибе,  2003г]: см. описание скопления галактик в созвез-
дии Девы в конспекте о звёздных системах. Но, конечно, это бывает
в исключительных случаях. Газа в упомянутом галактическом скопле-
нии много и между галактиками.

   МАССА РОЖДАЮЩИХСЯ ЗВЁЗД.  До сих пор не ясно,  от чего зависит
масса рождающейся звезды [Сурдин,  2000а].  Если от  плотности  и
температуры  газа,  то  в  разных облаках должны рождаться разные
звёзды,  а в одном и том же - одинаковые, чего, однако, не наблю-
дается: звёзды, родившиеся вместе, резко различаются по массе.
   Какое-то время полагали, что по мере звездообразования меняют-
ся  условия в родительском облаке,  из-за чего в несколько разное
время рождаются звёзды разной массы.  Это означает, что разнораз-
мерные  звёзды  в  пределах одного очага звездообразования должны
иметь чуть-чуть разный возраст.
   Проверить это трудно,  т.к.  родительские газопылевые  облака,
как правило, скрывают от астрономов первые этапы жизни звёзд. Но,
если звездообразование очень интенсивное,  взрывообразное, то ро-
дительское облако разрушается быстрее,  обнажая более ранние ста-
дии звездообразования.  К сожалению, областей взрывного звездооб-
разования вблизи нас мало:  одна - в Нашей Галактике (звёздно-га-
зовый комплекс NGC 3603), а другая - в Большом Магеллановом Обла-
ке (NGC 2070 в туманности Тарантул). Первая область была обследо-
вана новым 8-метровым телескопом Европейской южной обсерватории в
инфракрасном  диапазоне,  в  котором пыль ослабляет излучение в 2
раза, а не в 80, как в видимом [Сурдин, 2000а].
   Оказалось, что, вопреки теоретическим прогнозам, маломассивные
звёзды формируются вместе с массивными в едином эпизоде звездооб-
разования [Сурдин, 2000а]. Вопрос о том, что влияет на массу рож-
дающихся звёзд, остался открытым.
   В тот же телескоп была обследована  глобула  B68  в  Змееносце
[Сурдин, 2000в]. До неё "всего" 500 световых лет. Суммарная масса
пылинок в ней 0,03 солнечной. Так как газа всегда в 100 раз боль-
ше, то полная масса глобулы - 3 солнечной, что достаточно для об-
разования дюжины небольших звёзд. Пыль, расположенная в плоскости
Галактики  скрывает одну четверть Вселенной,  но мы научились ви-
деть сквозь пыль (в инфракрасном свете),  а потому есть  надежда,
что вопросы,  связанные с массой рождающихся звёзд,  вскоре будут
решены.
   Характерная масса  молодых звёзд в диске Галактики - около по-
ловины солнечной.  Средняя масса звёзд в скоплениях и вне их при-
мерно одинаковая [Сурдин, 1999].
   Пока астрономы не нашли эмпирического объяснения факту  однов-
ременного рождения звёзд разного размера, могу предложить следую-
щую умозрительную гипотезу.  Наверное, в глобулах и ядрах молеку-
лярных  облаков,  наряду  с  упорядоченным движением молекул газа
вокруг общего центра масс и совсем хаотическим тепловым  движени-
ем, имеется  также  вихревое движение газа (турбулентность).  Оно
порождается самыми разными причинами,  но, в основном, гравитаци-
онным воздействием соседних объектов (звёзд, облаков), а также их
излучением, если это звёзды.  Развивается же оно по  своим  собс-
твенным законам,  формируя сложную систему вихрей. Когда происхо-
дит обособление уплотнений, дающих начало отдельным звёздам, каж-
дое такое уплотнение имеет свои размеры и своё вращение,  унасле-
дованные от вихревых газовых струй.  Параметры конкретного уплот-
нения случайны. Из больших и малоподвижных уплотнений формируются
крупные звёзды, из маленьких или быстро вращающихся и потому под-
верженных фрагментации - звёзды поменьше или небольшие их группи-
ровки [Ю.Н.].

   ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ может   быть  спонтанным  и  стимулированным
(инициированным,  индуцированным), хотя граница между ними иногда
условна.  Волна звездообразования может распространяться по вытя-
нутому молекулярному облаку, пересекать спиральный рукав (у внут-
реннего края, куда втекает газ и где он уплотняется, звёзды моло-
же,  чем у внешнего края, где эволюция массивных звёзд заканчива-
ется),  иметь  хаотический  характер (в неправильных галактиках),
приводить к вспышке звездообразования с  возникновением  галакти-
ческого ветра. Взаимодействие массивной звезды с межзвёздной сре-
дой происходит через излучение (с формированием зоны  Стремгрена,
где  газ  ионизирован  и  обжимает уплотнения),  звёздный ветер и
взрыв в конце эволюции.  Вокруг группы сверхновых образуется еди-
ная расширяющаяся сверхоболочка [Сурдин, 1999].
   Вокруг молодой звезды образуется плотная область молекулярного
газа,  которая по градиенту плотности быстрее всего расширяется в
сторону ближайшего края родительского облака.  Там появляется вы-
пуклость, которая стремительно расширяется и выбрасывает в межоб-
лачное пространство поток горячего газа.  Это МОДЕЛЬ ШАМПАНСКОГО.
Пример - Туманность Ориона на краю молекулярного облака  Orion  A
[Сурдин, 1999]. На Европейской южной обсерватории недавно удалось
заснять "момент" выброса газа из "бутылки": посреди тёмной туман-
ности  RCW 108,  заметной на фоне Млечного Пути в южном созвездии
Жертвенник, видна округлая компактная яркая область и менее яркий
выброс с одного края [Сурдин, 2001б].
   Считается, что в Нашей Галактике за год формируется около  дю-
жины новых звёзд [Сурдин, 2000а].

                     ОКОЛОЗВЁЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО

   В этой главе рассматриваются многочисленные околозвёздные объ-
екты,  которые во многих случаях связаны с  молодыми  звёздами  и
процессом звездообразования.  Они расположены либо в экваториаль-
ной плоскости  звезды  (диски,  мазеры),  либо  имеют  биполярную
структуру  и направлены от полюсов звезды (все остальные).  Бипо-
лярные объекты связаны с движением вещества от звезды и дают доп-
леровское  расщепление  линий  ("синяя"  струя  к нам и "красная"
струя от нас).  Иногда биполярный объект, направленный от нас, не
виден (заслонён диском).  Примечательно, что внешне похожие явле-
ния связаны с последними этапами в жизни звёзд.

   АККРЕЦИОННЫЕ ГАЗОВЫЕ ДИСКИ очень разнообразны по массе и  раз-
меру:  от десятых долей до сотен солнечных масс, от 10 астрономи-
ческих единиц до 1 парсека.  Температура молекулярного газа в них
от 20  до 100 градусов Кельвина.  Плотность резко увеличивается к
центру. Диски размером порядка 100 а.е. называются "околозвёздны-
ми", порядка  1  парсека - "межзвёздными".
   Масса диска может быть соизмерима с  массой  звезды,  а  может
превышать её во много раз. Описывается, например, звезда массой в
2,5 солнечной с диском массой в 1-5  солнечных,  а  также  звезда
массой в 6 раз больше Солнца с диском в 600 раз больше его массы.

   РАСШИРЯЮЩИЕСЯ С ПОЛЮСОВ ГАЗОВЫЕ ОБОЛОЧКИ - широкие  БИПОЛЯРНЫЕ
ПОТОКИ ГАЗА,  устремляющиеся  по  направлению  от полюсов звезды.
Обычно имеются одновременно с дисками и превышают их по  размеру,
но уступают им по массе.  Так, например, вблизи упомянутого диска
в 600 солнечных масс имеется оболочка массой в 20 солнечных. Обо-
лочка  расширяется со скоростью 40 км/с.  А звёздный ветер вблизи
звезды имеет скорость до 1000 км/с.  Он и гонит перед собой плот-
ный газ.

   ОБЪЕКТЫ ХЕРБИГА-АРО - яркие конденсации с менее яркой  оболоч-
кой.  Как правило,  видны на фоне расширяющейся газовой оболочки?
Открыты в 1954 г.  Известно около 250 таких  объектов.  Размер  -
500-1000 а.е. Нередко они образуют группы или цепочки. Разбегают-
ся от звезды со скоростями до 400 км/с. Это либо газовые уплотне-
ния,  связанные с единичными взрывными явлениями,  либо реактивно
ускоренные облака (излучение звезды и звёздный ветер нагревают их
со стороны звезды,  вызывая отток газа к звезде), либо суженные и
в конечном итоге блокированные струи звёздного ветра, которые пе-
редали энергию окружающему газу.

   ДЖЕТЫ -  узкие биполярные струи (длина иногда в 30 раз превос-
ходит ширину). Направлены от полюсов звезды. Протяжённость 0,01-2
парсека.  Скорость до 600 км/с. Динамический возраст до 1000 лет.
Вероятно, связаны с ударными волнами [Сурдин, 1999].

   МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ПОТОКИ,  или CO-потоки  (т.к.  обнаруживаются  по
доплеровскому расщеплению линий CO) - чуть менее узкие биполярные
струи (длина превосходит ширину менее,  чем в 10 раз). Направлены
от полюсов звезды.  Протяжённость 0,04-4 парсека.  Скорость 5-100
км/с. Динамический  возраст от 1000 до 100000 лет.  Масса от 0,05
до 100 солнечных. Температура 10-90 градусов Кельвина. Все форми-
рующиеся звёзды проходят через стадию потока.  Кинетическая энер-
гия потоков питается гравитационной энергией дисков.  В превраще-
ниях энергии принимает участие магнитное поле.  Согласно одной из
моделей,  диск путём аккреции поддерживает предельно быстрое вра-
щение  звезды,  посредством  динамо-эффекта усиливается магнитное
поле,  его центробежный эффект способствует оттоку газа.  В любом
случае благодаря этим потокам звезда избавляется от слишком боль-
шого вращательного момента [Сурдин, 1999]. Звезда должна потерять
не  менее 99,99%  вращательного момента исходного облака [Сурдин,
1998].
   То же самое можно сказать более простым языком.  Когда вращаю-
щаяся балерина прижимает руки к туловищу,  она начинает крутиться
ещё быстрее.  Когда медленно вращающееся молекулярное облако сжи-
мается в звезду, эта звезда начинает крутиться с такой скоростью,
что превратилась бы в диск и разорвалась,  если бы не имела  воз-
можности  избавиться  от исходного углового вращательного момента
облака.  Это происходит, благодаря магнитным явлениям, путём выб-
расывания газовых струй с полюсов звезды (теория Оуеда, Пудрицы и
Стоуна, которая рассматривается также в конспекте о звёздных сис-
темах - см. "Молодые галактики").

   БИПОЛЯРНЫЕ ТУМАННОСТИ,  или КОМЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ - туманности
в форме песочных часов со звездой в центре.  Вытянуты  вдоль  оси
вращения диска.  Изучено 27 таких объектов, известно ещё 18 [Сур-
дин, 1999]. Скорость расширения от 300 до 800 м/с.

   МАЗЕРЫ (или МАЗЕРНЫЕ КОНДЕНСАЦИИ) - маленькие газовые  конден-
сации с характерным излучением в линиях гидроксила,  воды,  окиси
кремния (SiO) и метанола [Сурдин, 1999]. А вообще мазеры, или мо-
лекулярные генераторы,  - это усилители микроволн с помощью инду-
цированного излучения возбуждённых молекул [ЭС,  1963]. Индуциро-
ванное излучение (вынужденное излучение) возникает в тех случаях,
когда  частота  внешнего  (вынуждающего)  электромагнитного  поля
близка к резонансной частоте квантовых частиц. Сущность индуциро-
ванного излучения впервые,  в 1920-х годах, рассмотрена Альбертом
Эйнштейном [ЭС, 1964]. Мазер - аналог лазера, но не в оптическом,
а в радиодиапазоне.  Мазеры созданы искусственно в 1955 г.  (за 5
лет до открытия лазера),  а в космосе (в Нашей Галактике) открыты
в 1965 г.  [Сурдин, 1997а]. У космических объектов "эффект мазер-
ного усиления проявляется в том,  что при  яркостной  температуре
линий  до 10 в 16-й [степени] K [градусов Кельвина] их ширина со-
ответствует  нормальной  температуре  газа  молекулярных  облаков
([приблизительно] 100 K)" [Сурдин, 1999, с.191]. Характерна быст-
рая переменность (за год, реже за сутки, однажды за 5 минут), что
говорит  о  малых  размерах объектов (иногда порядка 1 а.е.).  Не
исключено,  что области диска с мазерным эффектом - это протопла-
нетные конденсации [Сурдин,  1999]. Нужно напомнить, что мазерный
эффект характерен для радиационных поясов Земли и с  ним  связаны
полярные сияния [Трахтенгерц, Демехов, 2002]. В соседних галакти-
ках найдены более крупные МЕГАМАЗЕРЫ (см. ниже).

   ПЫЛЕВЫЕ ДИСКИ - признак  зарождающихся  или  уже  существующих
планетных систем. К настоящему моменту [Сурдин, 1999] они обнару-
жены у сотни с лишним молодых звёзд,  в т.ч. у Веги и Фомальгаута
(см.  сведения об отдельных звёздах).  Некоторые из них (в т.ч. у
Веги) открыты инфракрасным спутником IRAS по избыточному  инфрак-
расному излучению звезды,  которого у неё не должно быть. Позднее
удавалось получать и оптическое изображение пылевых  дисков  -  с
помощью спектр-интерферометра или звёздного аналога внезатменного
коронографа (звезда прикрывается, а то, что рядом с ней, фотогра-
фируется).  Полная масса мелких частиц,  т.е.  частиц менее 1 мм,
которые вносят основной вклад в излучение, во всех известных дис-
ках  не  превышает  массы Солнца,  но если диски населены и более
крупными частицами метеоритных и астероидных размеров, то их мас-
сы  могут  достигать сотен солнечных.  Моделирование инфракрасных
спектров дисков говорит о наличии крупных пылинок от  0,5  микро-
метра до нескольких сантиметров. Диски имеют форму кольца, т.е. у
них есть не только внешний,  но и внутренний край,  удалённый  от
звезды на десятки астрономических единиц.  Это указывает на нали-
чие планет; их притяжение не даёт пылинкам заполнить пространство
около  звезды.  Сами же диски аналогичны облаку Оорта в Солнечной
системе (но,  конечно,  в нашем облаке Оорта уже нет такого коли-
чества пыли).

   ПРОТОПЛАНЕТНЫЕ ДИСКИ - пылевые и т.п.  диски, из которых потом
образуются планетные системы.  Формирование звезды с таким диском
требует  умеренной массы (менее трёх солнечных) и среднего значе-
ния вращательного момента (10 в 50-52-й г кв.см/с).  Меньший  мо-
мент может быть "упрятан" в одиночную звезду,  а больший приводит
к фрагментации облака с образованием двойной или кратной  системы
[Сурдин, 1999].

   ОБЛОМОЧНЫЕ ДИСКИ - это результаты столкновения астероидов  или
комет.  Они вскоре исчезают,  так как мелкие пылинки тормозятся и
оседают на звезду.  Такие диски известны,  в основном,  у молодых
звёзд,  которые не старше нескольких сотен миллионов лет, так как
около них больше малых тел.  Известен обломочный диск также у од-
ной  из "зрелых" звёзд (см.  ниже описание звезды HD 69830) [Пояс
астероидов или остатки кометы? 2006].

                       КЛАССИФИКАЦИИ ЗВЁЗД

   Классификации в любой области науки могут быть как искусствен-
ными (по каким-то отдельным признакам,  которые легко определяют-
ся),  так  и естественными,  т.е.  отражающими суть объекта,  его
комплексную характеристику, происхождение и т.п., хотя принадлеж-
ность к тому или иному классу в этом случае не всегда легко опре-
деляется.  Объекты могут объединяться как в реально  существующие
группы (по качественным признакам),  так и в условные группы, от-
личающиеся только количественно.  Современная звёздная астрономия
демонстрирует нам все эти случаи.
   Наверное, наиболее естественной классификацией звёзд  была  бы
классификация по виду и месту термоядерной реакции, энергия кото-
рой уравновешивает гравитационное сжатие.  Так как различные виды
и  места  термоядерной  реакции  соответствуют  различным  этапам
звёздной эволюции (см. ниже), классификация была бы эволюционной.
В качестве основных категорий рассматривались бы:
   1) звёзды с термоядерной реакцией превращения водорода в гелий
в ядре звезды;
   2) звёзды с термоядерной реакцией превращения водорода в гелий
в слое над ядром;
   3) звёзды с начавшейся термоядерной реакцией превращения гелия
в углерод и другие элементы в ядре звезды;
   4) звёзды с начавшейся термоядерной реакцией превращения гелия
в углерод и другие элементы в слое над ядром;
   5) звёзды с начавшейся термоядерной реакцией превращения угле-
рода в другие элементы в ядре звезды.
   Тем не менее,  наблюдая звезду, мы видим не термоядерную реак-
цию в её недрах,  а такие чисто "внешние черты", как цвет, свети-
мость и т.п.  Эти "внешние черты" и кладутся в основу классифика-
ции,  а  о  термоядерной сути мы судим на основании перечисленных
характеристик с учётом имеющихся теоретических знаний.  Классифи-
кация получается искусственной,  т.е.  простой и удобной, хотя не
всегда отражающей суть явления.
   В основе  классификации звёзд лежит или,  по крайней мере,  до
недавнего времени лежала диаграмма "температура-светимость"  (ди-
аграмма Герцшпрунга-Ресселла),  впервые  построенная  в  1913  г.
Г.Н.Ресселлом (Расселом). Дело в том, что, если изобразить каждую
изученную звезду в виде точки на диаграмме,  откладывая по  гори-
зонтальной  оси  её температуру,  а по вертикальной - светимость,
получается упорядоченная "картинка" с несколькими рядами, пятнами
и т.п. сгущениями точек, которые называются последовательностями.
Значит,  звёзды взаимосвязаны по этим параметрам и  образуют  ес-
тественные группировки, каждая из которых отлична от других. Раз-
личаются Главная последовательность,  совокупность последователь-
ностей гигантских звёзд,  горизонтальная последовательность, пос-
ледовательность белых карликов и некоторые другие. Главная после-
довательность отличается от других последовательностей качествен-
но и по сути (в ядрах этих и только этих звёзд происходит превра-
щение  водорода в гелий).  Качественно и по сути выделяются гори-
зонтальная последовательность и последовательность  белых  карли-
ков. А вот семь последовательностей гигантов, хотя противопостав-
ляются всем остальным по сути (только здесь активны  слоевые  ис-
точники  энергии),  но  между  собой эти семь последовательностей
различаются, в основном,  по одному количественному признаку - по
исходной массе звезды. Это означает, что гиганты в принципе можно
было бы "разбить" на любое число групп. Однако, конец жизни у ги-
гантов из разных последовательностей разный:  чем массивнее звез-
да, тем длиннее оказывается цепочка термоядерных реакций, которые
в такой звезде происходят (см. ниже главу об эволюции звёзд).
   В пределах одной и той же последовательности  имеются  плавные
переходы  параметров звёзд,  и потому дальнейшая их классификация
основывается на введении условных градаций.  Звёзды классифициру-
ются,  прежде всего,  по спектру, который жёстко связан с их мас-
сой,  возрастом,  диаметром,  светимостью, температурой и другими
показателями.
   Главные характеристики звезды - это принадлежность к  той  или
иной  последовательности  на  диаграмме  "температура-светимость"
(т.е. характер термоядерных реакций в её ядре) и масса. Количест-
венная связь между массой и светимостью различна для звёзд разных
последовательностей и одинакова в пределах одной и той же  после-
довательности.
   Следует, однако,  напомнить читателю, что имеются и особые ка-
тегории звёзд (например, звёзды Вольфа-Райе), которые не видны на
диаграмме Герцшпрунга-Ресселла как единое целое:  они оказываются
на фоне других группировок и в значительной степени рассредоточе-
ны ("размазаны") по диаграмме. Эти звёзды отличаются от прочих не
специфическим сочетанием температуры и  светимости,  а  какими-то
другими признаками.  В общем,  современная классификация звёзд не
видна на диаграмме целиком,  и в основу многих  классификационных
категорий кладётся совокупность признаков,  отражающая их естест-
венное единство.  Тем не менее,  диаграмма Ресселла  не  утратила
значения,  и  в нашем научно-популярном очерке мы не будем от неё
отказываться.
   Пользуясь случаем,  хочется  выразить досаду по поводу отсутс-
твия в отечественной литературе хороших современных  научно-попу-
лярных  книг,  где  бы  достаточно полно была описана современная
классификация звёзд. Книги либо безнадёжно устарели, либо предла-
гают лишь искусственную классификацию (без рассмотрения характера
термоядерных реакций), либо игнорируют некоторые основные катего-
рии звёзд.  Материал, который приводится ниже, "выужен" из разных
источников,  которые,  как правило, посвящены смежным вопросам, а
не самой классификации.  Буду благодарен, если читатели укажут на
ошибки, которые неизбежны в данной ситуации.

                    ЗВЁЗДЫ РАЗЛИЧНЫХ КЛАССОВ

   ЗВЁЗДЫ ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ (КЛАСС V) наиболее многочис-
ленны, а сама эта последовательность наиболее длинна на диаграмме
Рессела (диаграмме Герцшпрунга-Ресселла).  Слегка волнистой узкой
лентой  (с  двумя небольшими перегибами) она пересекает всю диаг-
рамму через центр из левого верхнего угла в правый  нижний  угол.
Это  означает  плавный переход от очень горячих и ярко светящихся
голубовато-белых гигантов к относительно холодным красным  карли-
кам.  В этом направлении,  во-первых,  уменьшается масса (от 27 к
0,2 массам Солнца, т.е. в 135 раз); во-вторых, уменьшается радиус
(от 8,5 до 0,21 солнечного,  т.е.  в 40 раз);  в-третьих,  падает
светимость (от 140000 до 0,005 солнечной,  т.е.  в  28  миллионов
раз);  в-четвёртых,  падает  температура поверхности (от 38000 до
3200 градусов, т.е. в 12 раз) [Сурдин, 1999]. Соответствующим об-
разом меняются и многие другие параметры, взаимосвязанные с пере-
численными,  в т.ч.,  спектральная характеристика.  Нужно ещё раз
обратить  внимание  читателя,  что  по массе звёзды различаются в
значительно меньшей степени,  чем,  например, по светимости, т.е.
для звёзд главной последовательности масса является главным пара-
метром, от которого зависят остальные.
   В пределах Главной  последовательности  условно  выделяются  7
спектральных классов звёзд в порядке их покраснения (O,  B, A, F,
G,  K,  M),  а также множество подклассов,  обозначаемых номерами
(например,  G0,  G1, G2 и т.д. до G9; для крайних классов есть не
все десять номеров; для O - с O5) [Дагаев, 1955; Сурдин, 1999].
   В 1949 г.  советский астроном  П.П.Паренаго  "разбил"  Главную
последовательность  примерно пополам,  т.к.  нашёл принципиальные
отличия между двумя её частями.  К первой части относятся голубо-
вато-белые  звёзды (O),  белые с голубоватым оттенком (B),  чисто
белые (A), желтовато-белые (F), а также жёлтые с G0 по G4 включи-
тельно. Ко второй - жёлтые от G3 до G9,  оранжевые (K) и  красные
(M) карлики [Дагаев,  1955].  Солнце - это G2-звезда, жёлтый кар-
лик. Другие примеры: Спика - белая звезда с голубоватым оттенком;
Сириус,  Фомальгаут, Вега, Кастор и Альтаир - белые звёзды; Альфа
Центавра А и Тау Кита - жёлтые карлики,  похожие на наше  Солнце;
Альфа Центавра Б - оранжевый карлик;  Проксима Центавра и Летящая
звезда Барнарда - красные карлики [Купер, Хенбест, 1998].
   Звёзды спектральных классов O,  B и A иногда называют горячими
звёздами, или звёздами ранних спектральных классов (типов). K и M
- холодными,  или звёздами поздних спектральных классов  [Дагаев,
1955]. Г.А.Шайн установил, что голубовато-белые гиганты вращаются
быстрее звёзд  поздних спектральных классов [Дагаев,  1955].  Это
связано с тем,  что магнитное поле в течение долгого времени пос-
тепенно притормаживает звезду.
   Цвет и температура поверхности связаны следующим образом:  го-
лубые (беловато-голубые) O7 - 38000 градусов Цельсия,  бело-голу-
бые (белые с голубоватым оттенком) B0 - 32000,  B8 - 12500, белые
(чисто белые) A0 - 9500, A7 - 8100, желтовато-белые F0 - 7400, F8
- 6100,  жёлтые G0 - 5900, G2 - 5800 (Солнце), G8 - 5300, оранже-
вые K0 - 5100,  K8 - 3900,  красные M0 - 3600, M4 - 3200 [Сурдин,
1999].  По некоторым данным,  температура O-звёзд может достигать
85-100 тысяч градусов [Дагаев, 1955б].
   Звёзды Главной последовательности "сжигают" водород, превращая
его  в  гелий,  в  чём  и заключается их принципиальное сходство.
Звезда попадает на Главную последовательность вскоре после форми-
рования  из  газопылевого облака и проводит в этом состоянии при-
мерно 90%  своей жизни [Клочкова,  Панчук, 2002]. Отсюда следует,
что  к звёздам этой последовательности принадлежит заведомо боль-
шая часть звёзд.
   Ещё в середине 20 в. считалось, что звёзды "скользят" по глав-
ной последовательности вниз и вправо, теряя массу (отсюда - звёз-
ды "ранних" и "поздних" спектральных классов), но, как оказалось,
это верно только для самых  массивных  звёзд  [Масевич,  Тутуков,
1988].  Местоположение остальных звёзд главной последовательности
определяется почти исключительно изначальной массой  звезды.  Тем
не менее,  чем больше изначальная масса звезды, тем ярче она "го-
рит" и тем быстрее "прогорает". Поэтому яркие звёзды главной пос-
ледовательности не бывают уж очень старыми,  т.к.  вообще "живут"
по звёздным меркам не слишком долго. Что же касается слабо светя-
щих звёзд, то они могут быть и молодыми, и старыми; в среднем они
значительно старше ярких звёзд.  Значит,  понятие  о  "ранних"  и
"поздних" спектральных классах сохранилось,  но имеет теперь нес-
колько другой смысл.
   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ЯРКИХ СУБКАРЛИКОВ (КЛАСС  VI),  открытая  в
1945 г. П.П.Паренаго, проходит почти параллельно главной последо-
вательности,  почти повторяет её плавные изгибы,  но находится на
2,5 звёздной величины ниже [Дагаев,  1955]. Вероятно, данная пос-
ледовательность не самостоятельна,  а является лишь нижним  краем
полосы главной последовательности [Куликовский,  2002]. Это озна-
чает,  что звёзды данной категории тоже "сжигают" водород, причём
тоже в ядре,  но всё-таки по каким-то параметрам (возможно, коли-
чественным) отличаются от большинства  звёзд  главной  последова-
тельности.

   Кроме Главной  последовательности,  на  диаграмме  "температу-
ра-светимость" есть другие последовательности  и  т.п.  сгущения.
Это, во-первых, группировки над главной последовательностью - ги-
пергиганты,  сверхгиганты,  гиганты,  субгиганты и  другие,  т.е.
очень  большие  по  размеру и светимости звёзды.  Во-вторых,  это
группировки под главной последовательностью - звёзды горизонталь-
ной ветви,  белые карлики и другие.  Эти последовательности соот-
ветствуют  либо  кратким  заключительным  этапам  эволюции  звёзд
(большие звёзды), либо постепенному угасанию маленьких звёзд.
   Звёзды вне главной последовательности тоже могут "сжигать" во-
дород, но не в ядре, а в слое над ядром. Или же они "сжигают" ге-
лий, превращая его в более тяжёлые элементы. Гелий может "гореть"
и в  "ядре",  и  в слое над ядром.  Активность слоевого источника
энергии приводит к резкому увеличению объёма  звезды,  и  в  этом
случае звёзды "раздуваются" и становятся сверхгигантами и т.п.  В
каких-то случаях возможна двуслойность зоны термоядерной реакции:
"горят" и гелий,  и водород. В этом случае звезда напоминает "лу-
ковицу",  где чередуются слои с термоядерными реакциями и без та-
ковых. Возможна переменность звезды за счёт поочерёдной активиза-
ции то одного,  то другого слоя "луковицы". Звёзд, сжигающих эле-
менты тяжелее гелия,  крайне мало, так как такие термоядерные ре-
акции характерны для очень массивных звёзд, а их изначально мало,
и,  кроме того,  этот эволюционный этап проходит очень быстро (не
более 1000 лет).

   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ САМЫХ ЯРКИХ СВЕРХГИГАНТОВ,  ИЛИ ГИПЕРГИГАН-
ТОВ  (КЛАСС  Ia-O)  занимает  самую верхнюю часть диаграммы Герц-
шпрунга-Ресселла. Она имеет облик узкой  прямой  полосы,  которая
едва-едва повышается слева направо - от "O" до "G" (здесь и далее
- по 5-му изданию "Справочника любителя астрономии" П.Г.Куликовс-
кого  под  редакцией В.Г.Сурдина,  2002).  Это означает,  что са-
мые-самые яркие жёлтые звёзды (жёлтые гипергиганты)  светят  чуть
сильнее самых-самых ярких голубых и белых звёзд,  т.к.  по объёму
превосходят их,  хотя связаны с ними непрерывной цепью переходов.
Все эти звёзды характеризуются изначально очень большой массой и,
кроме того,  находятся на той стадии звёздной эволюции, когда во-
дород в их ядре уже выгорел, после чего произошло резкое расшире-
ние звезды из-за начавшейся активности слоевых источников термоя-
дерной  энергии.  Жизнь таких звёзд протекает особенно быстро,  и
поэтому они характерны для особенно молодых  звёздных  скоплений.
Оранжевых ("К") и красных ("М") гипергигантов, как следует из ди-
аграммы, не существует. Наверное, к гипергигантам можно отнести S
Золотой  Рыбы  (в  Большом Магеллановом Облаке).  Эта звезда ярче
Солнца в 400 000 раз. Звёзды данной категории очень редки и вбли-
зи нас отсутствуют.
   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ЯРКИХ  СВЕРХГИГАНТОВ  (КЛАСС  Ia)  занимает
верхнюю часть диаграммы под предыдущей последовательностью,  но с
некоторым смещением вправо.  Это узкая и почти горизонтальная по-
лоса,  которая тянется почти через всю диаграмму от "B"  до  "M".
Она включает все температурные классы от "B" до "M",  т.е. сверх-
гигантов нет только среди голубовато-белых O-звёзд.  Полоса имеет
незначительный "бугорок" в средней части (F), а её концы располо-
жены чуть ниже,  т.е.  желтовато-белые звёзды этой последователь-
ности имеют больше сходства с гипергигантами, чем белые или крас-
ные.  Светимость ярких сверхгигантов превышает солнечную в десят-
ки,  а  то и в сотни тысяч раз.  Из широко известных звёзд к этой
категории принадлежат Денеб (альфа Лебедя) и Ригель  (бэта  Орио-
на).  Светимость Денеба в 270 000 раз больше солнечной,  Ригеля -
в 45 000 раз [Куликовский, 2002]. Плотность вещества звёзд-сверх-
гигантов иногда в  сотни  тысяч  раз  меньше  плотности  воздуха.
Сверхгиганты могут возникать на разных стадиях звёздной эволюции,
причём иногда в течение своей "жизни" звезда является сверхгиган-
том  дважды.  В  любом  случае это достаточно массивные звёзды со
слоевыми источниками энергии,  которых может быть один  (водород-
ный)  или несколько (водородный,  гелиевый и иногда другие,  но в
течение краткого времени). Некоторые из них образуются из звёзд с
массой более 8 солнечных после "выгорания" водорода в ядре и пре-
бывают в данном состоянии до начала "горения" гелия в ядре. Неко-
торые  являются на данной стадии жёлтыми или голубыми сверхгиган-
тами,  а красными сверхгигантами становятся только после "выгора-
ния" гелия в ядре [Масевич, Тутуков, 1988].
   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СРЕДНИХ  СВЕРХГИГАНТОВ (КЛАСС Iab) сходна с
предыдущей,  но находится чуть-чуть под ней.  Она почти  горизон-
тально  тянется  от "O" до "M",  т.е.  включает все температурные
классы звёзд от голубовато-белых до красных.  Как и в  предыдущем
случае  имеется  слабо выраженный "холмик" в средней части (между
"A" и "F").  Звёзды данной категории по своей  природе  сходны  с
представителями предыдущей последовательности, но характеризуются
несколько меньшей массой.  Широко известный  пример  звёзд  этого
класса - красный сверхгигант Бетельгейзе (альфа Ориона) со свети-
мостью в 8400 раз больше, чем у Солнца [Куликовский, 2002].
   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СЛАБЫХ СВЕРХГИГАНТОВ (КЛАСС Ib) очень сход-
на  с  предыдущей,  но расположена на заметном расстоянии под ней
(особенно в средней части),  не имеет в середине "холмика", в ле-
вой  своей  части (от "O" до "F") очень плавно понижается.  Концы
этой последовательности сближены с соседними последовательностями
в большей степени,  чем середина. Данная последовательность вклю-
чает звёзды, которые по светимости превосходят Солнце, как прави-
ло,  в  несколько тысяч раз.  Их примеры - красный Антарес (альфа
Скорпиона) и желтовато-белая Полярная. Антарес по светимости пре-
восходит Солнце в 14000 раз [Куликовский,  2002]. К этой последо-
вательности относятся и цефеиды - "маяки  вселенной",  физические
переменные  звёзды  с  относительно небольшим постоянным периодом
изменения блеска [Дагаев,  1955]. Они занимают правую часть очер-
ченной области на диаграмме,  причём образуют  особую  компактную
ветвь,  спускающуюся  сверху вниз [диаграмма - Масевич,  Тутуков,
1988]. Для цефеид характерны газовые коконы из их выбросов [Цефе-
иды погружены...,  2006]. Слабые сверхгиганты тоже являются звёз-
дами со слоевыми источниками энергии, но характеризуются несколь-
ко меньшими начальными массами.
   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ЯРКИХ ГИГАНТОВ (КЛАСС II) находится на  ди-
аграмме под предыдущими и включает звёзды от "B" до "M".  В своей
левой (горячей) части она круто спускается - от "B" до "A". Далее
проходит почти горизонтально. По светимости яркие гиганты превос-
ходят Солнце в среднем в 650 раз.  Очевидно,  это тоже звёзды  со
слоевым  источником  энергии  (водородным).  К числу их относится
желтовато-белый яркий гигант Канопус (альфа Киля), украшающий юж-
ное небо [Куликовский, 2002].
   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СЛАБЫХ ГИГАНТОВ (КЛАСС III) очень похожа на
предыдущую,  но  проходит ещё ниже (почти через центр диаграммы).
Она тоже в левой своей части круто опускается (параллельно  глав-
ной последовательности),  а потом проходит горизонтально или даже
начинает слегка подниматься (от  "F"  до  "K").  Светимость  этих
звёзд примерно в 100 раз больше солнечной [Дагаев,  1955]. К этой
последовательности принадлежат оранжевые гиганты Арктур  [Кейлер,
1992],  Альдебаран и Поллукс [Куликовский, 2002], а также двойной
жёлтый гигант Капелла [Дагаев,  1955].  Светимости  перечисленных
звёзд превышают солнечную в 110, 160, 31 и 134 раза [Куликовский,
2002].  Наверное,  оранжевым или даже красным гигантом  подобного
типа  станет  Солнце после того,  как в его ядре начнётся слияние
ядер гелия [Кейлер,  1992]. Часть звёзд этого класса (в т.ч. мно-
гие  красные  слабые  гиганты) характеризуется слоевым "горением"
гелия и представляет собой более позднюю стадию  звёздной  эволю-
ции.
   ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ СУБГИГАНТОВ (КЛАСС IV) на диаграмме занима-
ет узкую полосу между главной и предыдущей  последовательностями,
но  включает не все температурные классы звёзд (от "B" до "G" или
"K"). Спуск полосы субгигантов сначала крутой, а потом полоса вы-
полаживается и становится почти горизонтальной.  Многие из субги-
гантов образуются из звёзд с изначальной массой  от  0,8  до  2,3
солнечных  после  выгорания  водорода  в ядре и поддерживаются за
счёт "горения" водорода в слое над ядром. При переходе к стабиль-
ному  горению гелия в ядре эти звёзды резко уменьшаются и перехо-
дят на горизонтальную ветвь под главной последовательностью.  Пе-
реход  занимает  около  1 миллиона лет,  т.е.  по звёздным меркам
очень быстро [Масевич,  Тутуков,  1988].  К субгигантам относится
желтовато-белый Процион (альфа Малого Пса).  Его светимость  пре-
восходит солнечную в 7,3 раза [Куликовский, 2002].
   ГОРИЗОНТАЛЬНАЯ ВЕТВЬ (без номера) находится под главной после-
довательностью  примерно в центре диаграммы и правой своей частью
смыкается с главной последовательностью. Для звёзд этой ветви ха-
рактерно стабильное "горение" гелия в ядре, с чем связаны сравни-
тельно маленький объём звезды и сравнительная высокая температура
её поверхности. Данной стадии предшествовало "горение" водорода в
слое над ядром.  А после "выгорания" гелия в ядре из звёзд данной
категории образуются красные и т.п.  субгиганты со слоевым "горе-
нием"  гелия  и  углеродно-кислородным  ядром   [Масевич-Тутуков,
1988].
   ЗВЁЗДЫ ВОЛЬФА-РАЙЕ (КЛАСС WR) иногда показываются на диаграмме
в виде обособленной группы в её верхнем левом углу [Масевич,  Ту-
туков].  Тем  не  менее,  некоторые из звёзд данного класса могут
оказаться в разных частях диаграммы (почти не видны  на  ней  как
обособленная группа) и выделяются из общего числа звёзд по особым
природным характеристикам. Эти звёзды, открытые в 1873 г. Ш.Воль-
фом и Ш.Райе, узнаются по мощным эмиссионным линиям с адсорбцион-
ными компонентами,  сдвинутыми в коротковолновую  часть  спектра.
Особый  спектр  связан с истечением вещества из оболочек с интен-
сивностью до 1/100000 массы звезды за  год.  Различаются  азотные
(WN) и углеродные (WC) звёзды Вольфа-Райе.  Для первых характерны
эмиссионные линии азота и водорода при  слабости  или  отсутствии
линий углерода. Для вторых - линии углерода при полном отсутствии
линий азота и водорода.  Треть  звёзд  Вольфа-Райе  возникает  из
звёзд  массой порядка 50 солнечных в результате потери водородной
оболочки уже на стадии горения водорода в ядре, т.е. из-за интен-
сивного звёздного ветра [Масевич,  Тутуков,  1988].  Остальная их
часть,  в основном,  образуется в ходе эволюции массивных  тесных
двойных звёзд, что связано с "перекачкой" вещества от одной звез-
ды к другой. Изначальная масса звёзд в этом случае составляет по-
рядка 20 солнечных. Какая-то часть звёзд Вольфа-Райе может возни-
кать при потере водородных оболочек красными сверхгигантами, т.е.
уже после "прогорания" водорода в ядре.  Стадия Вольфа-Райе начи-
нается со звезды азотной последовательности (WN), но звёздный ве-
тер со временем обнажает более глубокий слой, где углерод являет-
ся вторым по обилию элементом.  Под конец  обнажаются  слои,  где
преобладают углерод или даже кислород [Масевич,  Тутуков,  1988].
По сути звёзды Вольфа-Райе - это обнажённые горячие гелиевые ядра
первоначально  массивных  звёзд,  потерявших  водородную оболочку
[Черепащук, 2006].
   Be-ЗВЁЗДЫ на диаграмме образуют полосу между сверхгигантами  и
главной  последовательностью.  Эта  полоса почти прижата к полосе
главной последовательности. Это тоже звёзды, потерявшие много ве-
щества,  что связано с их быстрым вращением, а иногда также с на-
личием близкого компаньона (тесные двойные на поздней стадии эво-
люции).  Отличие  от  звёзд Вольфа-Райе заключается в малой изна-
чальной массе - порядка 10 солнечных [Масевич, Тутуков, 1988].
   БЕЛЫЕ КАРЛИКИ (КЛАСС VII).  В Нашей Галактике имеется примерно
10 миллиардов белых карликов,  т.е.  на порядок меньше,  чем всех
звёзд [Черепащук, Чернин, 2007]. Белые карлики образуют "пятно" в
нижней части диаграммы масса-светимость [Дагаев,  1955]. Последо-
вательность белых карликов можно представить также,  как  полосу,
проходящую  с  наклоном  в нижнем левом углу диаграммы.  Это A- и
F-звёзды (чисто белые и желтовато-белые) со светимостью в среднем
в 10-1000 раз меньше солнечной.  Они по размерам близки к Земле и
характеризуются  чудовищно  большой  плотностью.  Примером  таких
звёзд является Щенок,  или Сириус Б (спутник Сириуса А),  который
был открыт первым среди звёзд этой  категории.  Другой  пример  -
Вольф 457 с диаметром в 500 раз меньше солнечного и в 5 раз мень-
ше земного.  Вещество этой звезды в полтора миллиарда раз плотнее
воды. Белым карликом является также спутник Проциона. Спутник Си-
риуса по светимости в 400 раз уступает Солнцу, спутник Проциона -
примерно в 2000 раз [Куликовский, 2002].
   Недавно возникшие  белые  карлики  могут  быть   бело-голубыми
(класс  VIII).  Но  по  мере остывания этих звёзд голубой оттенок
вскоре теряется. От понятия "бело-голубая последовательность" те-
перь отказались, признав, что под ним понимались несколько разные
по природе группировки звёзд.
   Образование белых  карликов  в первом приближении можно объяс-
нить следующим образом.  Любая звезда  находится  в  относительно
стабильном состоянии, пока не кончится водород и другие виды тер-
моядерного топлива: сжимающее гравитационное давление её вещества
уравновешивается расширяющим давлением газа,  разогретого термоя-
дерными реакциями.  Если топливо израсходовано,  звезда  начинает
охлаждаться  и сжиматься.  При сравнительно небольшой массе (чуть
менее солнечной) частицы вещества до какой-то степени  сближаются
друг  с  другом,  но  в силу запрета Паули их скорости должны всё
больше различаться [Хокинг,  2000].  Возникает  равновесие  между
гравитацией и отталкиванием (давлением вырожденного электронного-
го газа).  Отталкивание осуществляется за счёт  электронов,  т.е.
атомы сохраняются,  но оказываются укомплектованными с максималь-
ной плотностью,  вплотную один к другому.  Такая судьба в будущем
ожидает Солнце, т.к. к моменту выгорания водорода и гелия оно бу-
дет иметь массу примерно на треть меньше современной.
   Давление вырожденного электронного газа обусловлено не столько
тепловымм,  сколько квантовыми движениями  электронов,  а  потому
почти не зависит от температуры;  такое давление успешно противо-
действует гравитационному сжатию несмотря на  потерю  энергии  на
излучение, и звезда не сжимается и не нагревается, из-за чего це-
почка термоядерных реакций прерывается [Черепащук, Чернин, 2007].
   Появление белых карликов сопровождается  "финальной"  гелиевой
вспышкой или серией таких вспышек.  Вспышки происходят на границе
углеродного ядра и гелиевого слоя над ним. Дополнительным термоя-
дерным топливом оказывается водород, поступающий сверху в резуль-
тате конвекции.  Эти явления недавно продемонстрировал нам объект
Сакураи (см. Ещё некоторые интересные звёзды Нашей Галактики).
   Таким образом,  белые  карлики  находятся в равновесии за счёт
равенства сил между гравитацией (фактор сжатия) и  давлением  вы-
рожденного газа в недрах (фактор расширения). Равновесие не может
быть утрачено вследствие действия известных причин. Поэтому время
жизни этих  небесных  тел  в  настоящее  время приходится считать
практически вечным,  хотя, конечно, их могут уничтожить какие-ни-
будь внешние причины - перетягивание вещества со спутника до дос-
тижения критической массы в 1,44 солнечной (см. ниже), столкнове-
ние,  падение в "чёрную дыру" и т.д. Кроме того, белые карлики не
вечно будут белыми:  через десятки или сотни миллиардов  лет  они
полностью погаснут,  превратившись в чёрные карлики.  Эти же тела
могут существовать в неизменном виде ещё дольше:  пока не  "испа-
рятся" под действием богатых энергией космических лучей, выбиваю-
щих атом за атомом (для этого нужно,  чтоб такие лучи остались, а
новое вещество перестало бы падать из межзвёздного пространства).
   Из звёзд  с  начальными массами 1,  5 и 9 солнечных образуются
белые карлики массами соответственно 0,6,  0,85 и  1,1  солнечной
[Сурдин, 1999], т.е. мир белых карликов довольно однообразен. Тем
не менее, известны несколько типов этих звёзд: 1) с внешним слоем
из водорода (80%);  2) с внешним слоем из гелия,  так как отсутс-
твует водородная оболочка (20%); 3) с углеродистой оболочкой, так
как нет ни водородной,  ни гелиевой оболочки (очень мало, открыты
недавно,  пульсируют, механизм образования не вполне понятен, но,
вероятно,  их  масса близка к критической для превращения в нейт-
ронную звезду со вспышкой сверхновой) [Ашимбаева,  2008а]. Пример
белого карлика 3-го типа - звезда SDSS  J142625.71+575218.3  (см.
ниже).  Пульсация светимости на 2% с периодом 8 минут может иметь
клапанный механизм,  как у цефеид. В данном случае - роль клапана
может играть слой частично ионизованного углерода,  но это только
предположение [Ашимбаева, 2008а].
   В 2008 г. было доказано, что белые карлики, как и звёзды с ак-
тивными коронами,  вносят большой вклад в рентгеновское  свечение
плоскости  Нашей  Галактики  ("рентгеновский  хребет Галактики").
Раньше это излучение не удавалось "расчленить" на отдельные точки
и связать с конкретными объектами [Раскрыта загадка рентгеновско-
го излучения Галактики, 2009].

        НЕКОТОРЫЕ ДОПОЛНЕНИЯ О ЗВЁЗДАХ РАЗЛИЧНЫХ КЛАССОВ

   ЖЁЛТЫЕ КАРЛИКИ интересны нам,  т.к. к этой категории принадле-
жит Солнце (G2).  С этими звёздами связан так называемый ПАРАДОКС
ЖЁЛТЫХ КАРЛИКОВ:  содержание тяжёлых элементов (металличность)  в
Нашей Галактике непрерывно растёт, т.к. эти элементы синтезируют-
ся в звёздах и выбрасываются в межзвёздное пространство во  время
взрывов  сверхновых,  но  уже порядка 5 миллиардов лет образуются
жёлтые карлики,  которые по своему химическому составу в  среднем
не отличаются от Солнца. Речь идёт именно о жёлтых карликах пото-
му,  что эти маломассивные звёзды долго живут и сохранились почти
с момента рождения Нашей Галактики [Сурдин,  1999]. А ещё потому,
что они всё-таки достаточны крупны для наблюдений, т.е. это сред-
неразмерные звёзды,  которые широко распространены. Жёлтые карли-
ки, которые значительно старше 5 миллиардов лет, обладают меньшей
металличностью,  и  некоторые  из  них принадлежат к звёздам 1-го
звёздного поколения.

               НЕКОТОРЫЕ СПЕЦИФИЧЕСКИЕ ТИПЫ ЗВЁЗД

   ПРОТОЗВЁЗДЫ -  это:  1)  дозвёздные  тела  неизвестной природы
(В.А.Амбарцумян);  2) сжимающиеся облака,  ставшие  непрозрачными
для  собственного  теплового  излучения (Ч.Хаяши и Т.Накано);  3)
сжимающиеся молодые звёзды, не имеющие ещё термоядерного источни-
ка энергии (С.Б.Пикельнер и С.А.Каплан); 4) объекты с поверхност-
ной температурой ниже 3000 градусов Кельвина и проходящие на  ди-
аграмме область,  запрещённую для звёзд в равновесии (П.Боденхай-
мер,  Д.К.Блэк) [Сурдин, 1999]. Протозвёзды ярко светятся за счёт
падения остатков родительского молекулярного облака. Так, Солнце,
например, на этой стадии, продолжавшейся несколько миллионов лет,
было  примерно  в  4  раза  ярче,  чем сейчас [Молодое Солнце...,
2002].
   При сжатии облака энергия тяготения сперва переходит в кинети-
ческую  энергию  падающих частиц и лишь чуть-чуть в тепловую (при
столкновении частиц),  но тепло уносится с инфракрасными  лучами,
для  которых  облако поначалу прозрачно,  а потому сжатие сначала
происходит изотермически. При этом сила тяготения, действующая на
единицу массы облака, возрастает обратно пропорционально квадрату
расстояния от центра облака.  Что же касается  противодействующей
силы,  т.е.  силы Архимеда, представляющей собой разницу давления
снизу и сверху,  то она тоже возрастает,  но медленнее -  обратно
пропорционально радиусу [давление возрастает пропорционально кубу
радиуса,  но сила давления распределяется на  уменьшающуюся  пло-
щадь, пропорциональную квадрату радиуса]. Значит, раньше давление
газа в облаке противостояло гравитации,  но при сжатии гравитация
растёт быстрее давления,  и с какого-то момента сжатие происходит
почти в режиме свободного падения.
   С какого-то момента плотность коллапсирующего облака  оказыва-
ется такой,  что оно становится непрозрачным для инфракрасных лу-
чей, и тогда температура и давление возрастают, из-за чего сжатие
замедляется.  Часть энергии идёт на диссоциацию молекул и иониза-
цию газа,  что ускоряет сжатие,  но по окончании  этих  процессов
сжатие вновь замедляется.  Выталкивающая газовая сила (архимедова
сила) начинает расти быстрее силы гравитации (пропорционально ку-
бу радиуса),  и звезда приходит в квазиравновесное  состояние.  В
дальнейшем постепенные потери на излучение компенсируются медлен-
ным сжатием,  что высвобождает гравитационную энергию. Через мил-
лионы  лет (для среднеразмерной звезды) достигается температурный
термоядерный порог,  и протозвезда  становится  звездой  [Сурдин,
1999].
   Существует несколько моделей, которые детализируют и дополняют
описание эволюции протозвёзд [Сурдин, 1999]:
   1. МОДЕЛЬ ХАЯШИ-НАКАНО (1965) - однородное облако молекулярно-
го газа падает на себя (сжимается,  коллапсирует) так быстро, что
диффузия  излучения не успевает отводить тепло;  тогда включается
конвекция для отвода тепла,  происходят диссоциация молекул и ио-
низация  атомарного газа (на эти процессы поначалу тратится часть
энергии падающего газа);  с окончанием ионизации рост температуры
ускоряется; через несколько лет в результате падения газа образу-
ется ядро,  на которое продолжает падать газ;  от этого возникает
ударная волна,  которая сжимает центральную часть ядра, и образу-
ется внутреннее ядро (в этом процессе принимает  участие  иониза-
ция); ударная волна устремляется и наружу, где ионизует газ, и он
начинает светиться (вот почему протозвёзды "возгораются"  раньше,
чем  это должно было бы происходить без учёта перечисленных явле-
ний,  но свечение протозвезды происходит не за счёт  термоядерных
реакций, а за счёт энергии падающего газа). Объём звезды поначалу
очень велик, и она похожа на красный гигант.
   2. МОДЕЛЬ ЛАРСОНА (с учётом неоднородности исходного облака) -
похожа на предыдущую, но имеют место быстрое выделение маленького
плотного ядра  и долгое (1 миллион лет) падение на него оболочки.
Объём звезды меньше.
   3. МНОГОМЕРНЫЕ МОДЕЛИ (с учётом вращения,  фрагментации,  маг-
нитного поля и т.д.) - похожи на предыдущие, но имеют место также
образование  диска  и потом тора с распадом его на две или четыре
части; потом происходит или не происходит их полное или частичное
слияние с образованием одной,  двух,  трёх или четырёх звёзд, что
зависит от исходного момента вращения облака.
   Чем "легче" протозвёзды,  тем медленнее они эволюционируют,  и
звёзды  предельно  малых масс могут всю жизнь проводить в протоз-
вёздной стадии,  тускло светясь за счёт  энергии  гравитационного
сжатия.  Массивные  же  протозвёзды  могут стать звёздами,  а ещё
иметь остатки протозвёздной оболочки - ГАЗОПЫЛЕВОЙ  КОКОН.  Время
жизни такого кокона определяется временем свободного падения газа
и пыли [Сурдин,  1999]. Рассмотрим эволюционные модели протозвёзд
и молодых звёзд в зависимости от их массы [Сурдин, 1999]:
   1) масса менее 0,8 солнечной:  звезда остаётся полностью  кон-
вективной  вплоть  до  выхода на главную последовательность (ГП),
когда начинается термоядерный синтез в ядре;
   2) от 0.8 до 2,5 солнечных масс:  конвективная звезда,  но  по
мере приближения к ГП развивается лучистое ядро;
   3) от  2,5 до 8 солнечных масс:  полностью лучистая звезда,  и
светимость до выхода на ГП полностью определяется массой;
   4) более 8  солнечных  масс  (звёзды-коконы):  стадия  молодой
звезды в оптическом диапазоне не наблюдается, т.к. звезда выходит
на ГП ещё до разрушения газопылевого  кокона  (он  ещё  не  успел
упасть) [Сурдин, 1999].
   Маломассивные протозвёзды по характеру  распределения  энергии
естественно объединяются в несколько классов, которые, по-видимо-
му, отражают разные этапы эволюции протозвёзд  [Вибе,  2005].  На
самом раннем этапе (класс 0,  не старше 10 000 лет,  не "горячее"
30 градусов Кельвина) собственно звезда ещё отсутствует, аккреция
же происходит сферически симметрично, рентгеновское излучение от-
сутствует или относительно слабое (хотя тоже  иногда  неравномер-
ное). На втором этапе (класс 1, возраст порядка 100 000 лет) акк-
реция происходит,  главным образом, через аккреционный диск, наб-
людается мощное рентгеновское излучение, иногда происходят вспыш-
ки (связанные с перезамыканием магнитных силовых линий между про-
тозвёздным ядром и окружающим его аккреционным диском).

   ЗВЁЗДЫ-КОКОНЫ - это недавно родившиеся звёзды,  которые ещё не
успели избавиться от газопылевой оболочки,  окружавшей протозвез-
ду.  Их масса более восьми солнечных масс (или равна восьми).  Из
них наиболее близок и изучен инфракрасный объект Беклина-Нейгеба-
уэра (BN-объект) в Туманности Ориона.  Его масса - 8 солнечных, а
температура - 600 градусов Кельвина.  Сейчас [Сурдин, 1999] таких
объектов известно более 250.  Среди них есть и  более  молодые  с
температурой 300-600 градусов. Есть и проэволюционировавшие - ок-
ружёнными расширяющимися (10-15 км/с) компактными областями моле-
кулярного  газа,  т.е.  кокон  начал "сбрасываться" под давлением
света и звёздного ветра. При этом пылинки испаряются, газ ионизу-
ется. Некоторые звёзды-коконы (например, Эта Киля - самая массив-
ная  звезда Галактики,  см.  ниже) теряют газ в форме биполярного
потока,  некоторые - в форме монополярного  потока,  некоторые  -
равномерно во все стороны [Сурдин, 1999].
   Недавно в молодом шаровом скоплении (очень редкий объект в На-
шей Галактике!), которое частично разрушило несколько газопылевых
коконов,  удалось увидеть три молодые массивные звезды.  Все  они
были удалены от других звёзд,  т.е.  было доказано, что массивные
звёзды рождаются не в результате "слипания" уже довольно  крупных
фрагментов  (модель  коагуляции),  а в результате падения газа на
единственное ядро (модель аккреции).  На самую массивную из  трёх
изученных  звёзд ежедневно падает масса газа,  равная массе Земли
[Сурдин, 2004в].

   ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ - это звёзды,  меняющие блеск. Блеск некото-
рых из них меняется лишь на несколько процентов,  а некоторых - в
сотни и тысячи раз.  По своей природе они могут быть очень разны-
ми.  Различаются  ЗАТМЕННЫЕ  ПЕРЕМЕННЫЕ  и  ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ
ЗВЁЗДЫ.  В первом случае истинная светимость звёзд не меняется, а
просто одна звезда заслоняется другой. Поэтому затменные перемен-
ные звёзды рассматриваются ниже в разделе  о  двойных  и  кратных
звёздах,  т.е.  во второй части конспекта, который посвящён прос-
тейшим звёздным системам.
   ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ  ЗВЁЗДЫ  -  это  ритмично или неритмично
пульсирующие звёзды,  истинная светимость которых то  возрастает,
то падает,  причём иногда в сотни и тысячи раз.  Среди физических
переменных различаются правильные (цефеиды),  полуправильные (ми-
риды) и неправильные.  Всё это гиганты и сверхгиганты со слоевыми
источниками термоядерной реакции,  причём у белых и жёлтых  звёзд
периоды короче и постояннее, чем у красных [Дагаев, 1955]. К чис-
лу физически переменных звёзд можно отнести и  Солнце,  т.к.  оно
обладает 11-летним циклом изменения светимости и диаметра, а так-
же менее выраженным 250-летним циклом.  Но изменения светимости и
размеров Солнца не велики (см.  ниже) [Изменение диаметра Солнца,
1988; Колебания размеров Солнца, 1996].
   ПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ - со строго определён-
ными периодом пульсации и изменением блеска.  Это,  прежде всего,
цефеиды (см. ниже).
   ЦЕФЕИДЫ - это правильные физические переменные звёзды, белые и
жёлтые гиганты и сверхгиганты [Дагаев, 1955] на стадии термоядер-
ного  горения  гелия [Фадеев,  2006].  Цефеиды являются потомками
B-звёзд,  покинувших Главную последовательность [Ефремов,  2005].
Продолжительность  стадии цефеиды - от 1 до 10 миллионов лет [Фа-
деев, 2006]. Названы цефеиды по Дельте Цефея. Их масса от 2 до 15
солнечных [Фадеев,  2006].  Светимость - в среднем 4000 солнечных
[Дагаев,  1955] или от 1000 до 10000  солнечных  [Фадеев,  2006].
Температура  видимой  поверхности  (эффективная температура) - от
5000 до 7000 градусов Кельвина [Фадеев,  2006].  Пульсируют. Диа-
метр при пульсациях меняется примерно на 5% от среднего; амплиту-
да блеска в визуальных лучах от 0,2 до 1,5 звёздной величины [Да-
гаев,  1955; Бердников и др., 2006]. Увеличение блеска происходит
1/3, ослабление - 2/3 периода. При сжатии температура поверхности
увеличивается примерно на 1000 градусов Цельсия,  и общее излуче-
ние возрастает [Дагаев,  1955].  Наряду со сжатием имеет место  и
другой процесс:  однократно ионизированный атмосферный гелий пог-
лощает свет и становится двукратно  ионизированным,  прозрачность
атмосферы теряется,  энергия накапливается,  давление растёт, ат-
мосфера расширяется,  и тогда гелий охлаждается и становится  од-
нократно ионизированным,  прозрачность восстанавливается,  свети-
мость возрастает,  атмосфера сжимается [Фридман, 1993]. Такой ме-
ханизм автоколебаний цефеид был раскрыт в середине 20-го века ни-
жегородским астрофизиком С.А.Жевакиным [Куликов, Троицкий, 2006].
Чем  больше  период  переменности,  тем цефеида ярче и тем больше
амплитуда её переменности (т.е.  большие цефеиды пульсируют с бо-
лее длинным периодом). Зная период (или амплитуду) цефеиды, можно
определить её светимость.  По светимости и видимой звёздной вели-
чине - расстояние до звезды и до звёздной системы,  в которой она
находится.  Так были определены расстояния до шаровых скоплений в
Нашей  Галактике и до ближайших к нам галактик (Магеллановы Обла-
ка,  Галактика Андромеды и некоторые другие) [Дагаев,  1955]. Не-
давно  было  уточнено  расстояние  до 220 ближайших к нам цефеид,
т.е.  уточнена длина той "линейки", которой мы измеряем Наблюдае-
мую Вселенную. Это сделано методом годичного параллакса при помо-
щи европейского спутника  "Гиппарх"  [Звёзды  "омолаживаются"...,
1998].  Выяснилось,  что эти цефеиды (а, значит, и все остальные)
расположены дальше, чем думали. Значит, они ярче и потому моложе.
Значит,  и Галактики моложе.  Им не 15, а 11 миллиардов лет, т.е.
Вселенной порядка 12-13 миллиардов лет. Впрочем, после очередного
уточнения возраст Вселенной "возрос" и оценивается теперь в  13,7
миллиардов лет ["Детство" Вселенной - на карте,  2003]. Космичес-
кий телескоп имени Хаббла позволяет открывать цефеиды в объёме  в
1000 раз большем, чем наземные телескопы [Фридман, 1993], а пото-
му размеры Наблюдаемой Вселенной  в  последние  годы  уточнялись.
Позднее расстояние до ближайшей цефеиды было уточнено также изме-
рением изменений её углового диаметра,  чем была полностью  подт-
верждена предыдущая оценка [Вибе,  2001в].  Всё это помогло уточ-
нить постоянную Хаббла,  т.е. величину ускорения в разбегании га-
лактик  по мере удаления от нас.  Сейчас эта величина оценивается
как 70 км/с на каждый мегапарсек с возможной ошибкой  в  10  км/с
[Решетников, 2003]. Для цефеид характерны медленные изменения пе-
риода пульсации, что связано с их эволюцией (обнаружено Ю.Н.Ефре-
мовым в 1964 г.). Звёзды с массой в 4 солнечных становятся цефеи-
дами один раз в своей "жизни", а с массами в 7 солнечных - троек-
ратно. Для некоторых звёзд теория звёздной эволюции предсказывает
пятикратное прохождение данной стадии.  Это означает, что зависи-
мость  "период-светимость"  нужно строить отдельно для каждого из
типов этих звёзд [Бердников и др.,  2006].  К числу цефеид до не-
давнего времени относилась и Полярная звезда,  но с 1992 г.,  как
было предсказано теоретиками,  пульсация прекратилась, т.е. соро-
катысячелетний  этап  жизни  Полярной  звезды закончился у нас на
глазах [Природа,  1991, N1, с.102]. У Полярной звезды, Дельты Це-
фея  и  Иоты  Киля в начале 21 в.  были найдены газовые коконы из
выбросов.  У Иоты Киля такой кокон вносит 4%  в полную светимость
объекта [Цефеиды погружены..., 2006]. Различаются короткопериоди-
ческие и долгопериодические цефеиды.
   КОРОТКОПЕРИОДИЧЕСКИЕ ЦЕФЕИДЫ  -  белые  гиганты со светимостью
около 100 солнечных и периодом от 1,5 часа до  1  суток  [Дагаев,
1955].
   ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИЕ (КЛАССИЧЕСКИЕ) ЦЕФЕИДЫ - жёлтые сверхгиган-
ты  классов F и G со светимостью до 10000 и периодом от 1,5 суток
до 68 суток. Таких цефеид в Нашей Галактике известно около 700. В
максимуме  все  цефеиды  имеют спектральный класс F5 [Бердников и
др., 2006].
   ПОЛУПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ - периодичность пульсации
и изменения блеска выражены не очень чётко.
   МИРИДЫ -  это полуправильные долгопериодические физические пе-
ременные звёзды,  пульсирующие красные гиганты.  Названы по  Мире
Кита. Их масса соизмерима солнечной,  но светимость от нескольких
тысяч до нескольких десятков тысяч  солнечных.  Период  изменения
блеска от 80 до 700 суток, причём величина периода меняется в не-
которых пределах. Температура поверхности меняется от 2500 граду-
сов в максимуме до 2000 градусов в минимуме; амплитуда блеска до-
ходит до 12 звёздных величин и,  возможно, более, хотя часто сос-
тавляет примерно 7-8 звёздных величин [Дагаев, 1955], т.е. мириды
- это иногда достаточно яркие звёзды (различимые глазом), которые
совсем гаснут (становятся невидимыми для глаза). Увеличение и ос-
лабление блеска происходит сходно с цефеидами,  но очень медленно
[Ю.Н.].  Мириды  теряют массу со скоростью до 1/1000000 солнечной
массы в год,  а потому быстро утрачивают весь остаток водорода во
внешних слоях и превращаются в гелиевую звезду с углеродно-кисло-
родным ядром,  после чего перестают быть красными гигантами из-за
быстрого уменьшения радиуса. Ключевую роль в звёздном ветре мирид
играют звёздные пульсации,  при которых  радиус  звезды  меняется
иногда в 2 раза. Каждый пульсационный цикл сопровождается ударной
волной, движущейся от центра звезды. Из-за ударного сжатия темпе-
ратура  газа  кратковременно возрастает.  К моменту прихода новой
ударной волны вещество не успевает вернуться на прежнее место,  а
потому в конечном итоге сдувается ударными волнами,  образуя мощ-
нейший звёздный ветер. Гелиевый слой почти не участвует в пульса-
циях [Фадеев, 2006].
   НОВОПОДОБНЫЕ ЗВЁЗДЫ  -  полуправильные  физические  переменные
звёзды,  которые длительно сохраняют примерно постоянный блеск, а
потом вспыхивают и через несколько часов возвращаются к исходному
блеску.  Промежуток  между  двумя вспышками - цикл звезды - от 20
дней до нескольких десятков лет. Длительность цикла всё время ме-
няется, но всё-таки близка к некоторой средней величине. Пример -
SS Лебедя.
   НЕПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ  ПЕРЕМЕННЫЕ  -  меняющие  блеск весьма
беспорядочно.
   НЕПРАВИЛЬНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ  ПЕРЕМЕННЫЕ ТИПА ЗВЕЗДЫ T ТЕЛЬЦА - ха-
рактеризуются резкими  и  чрезвычайно  неправильными  колебаниями
блеска.

   ФУОРЫ - молодые массивные звёзды,  которые  иногда  (например,
раз в 2000 лет) резко (на 3-6m) и надолго (например,  на 100 лет)
увеличивают светимость.  Названы по звезде FU Ориона (см.  ниже).
Для них характерны связь с областями звездообразования, погружён-
ность  в  пылевые облака (для половины),  оптические спектры F- и
G-сверхгигантов (ещё не вышедших на главную  последовательность),
мощный  звёздный ветер,  выбрасывание длинных джетов - струй газа
(иногда), линия лития,  полоса поглощения CO,  быстрое  вращение.
Имеются  переходные  случаи (переходы к переменным других типов).
Известен двойной фуор [Сурдин,  1999].  Считается, что для фуоров
характерны околозвёздные диски из протозвёздного вещества,  и по-
теря вещества происходит не с поверхности  звезды,  а  из  диска.
Увеличение  блеска  происходит  тоже из-за аккреции (падения) ве-
щества на диск. В активном состоянии фуоры, вероятно, могут нахо-
диться примерно 100 лет (у фуоров, открытых первыми, уже началось
уменьшение блеска).  Пассивное состояние, вероятно, может длиться
примерно 2000 лет,  и в такое время эти звёзды похожи на перемен-
ные типа T Tau,  но отличаются большой массой [Сурдин, 1999]. Все
фуоры  тесно  связаны с молекулярными облаками,  из чего следует,
что возраст их не более 100-300 тысяч лет (мы знаем,  как  быстро
утрачивается такая связь). Отсюда следует, что молодая звезда мо-
жет испытать десятки переходов от пассивного состояния к активно-
му и обратно.

   ПЕРЕМЕННЫЕ ТИПА T Tau - молодые маломассивные неправильные пе-
ременные типа T Тельца (см.  ниже),  свойственные так  называемым
Т-ассоциациям. Для них характерны яркие эмиссионные линии водоро-
да и кальция. Они являются инфракрасными источниками. В последнем
каталоге Г.Хербига значится около 700 звёзд такого типа. Две тре-
ти их относится к спектральному классу K,  одна треть - M, немно-
гие  -  G.  Судя  по их спектру,  у них имеются плотные и горячие
внешние слои вроде солнечной хромосферы  и  короны,  но  не  ясен
энергетический источник этих слоёв (подогрев изнутри, как у Солн-
ца,  или падение на звезду остатков протозвёздного вещества). Все
звёзды этого типа ещё не вышли на главную последовательность.  По
наличию этих звёзд тоже узнаются области звездообразования.
   КЛАССИЧЕСКИЕ ЗВЁЗДЫ  ТИПА T Tau (CTTS) окружены массивными га-
зо-пылевыми дисками,  что ясно из их  спектра  (газ  определённых
скоростей закрыт диском).
   "ОБНАЖЁННЫЕ" ЗВЁЗДЫ ТИПА T Tau (NTTS,  или WTTS) не имеют дис-
ка, и пространство вокруг них практически свободно от вещества.
   ПЕРЕМЕННЫЕ ТИПА YY Ori - выделенные в особый  подкласс  звёзды
типа T Tau, у которых происходит аккреция сферической оболочки на
звезду,  но это не просто молодые звёзды того же типа,  у которых
ещё  продолжается падение протозвёздного вещества.  Природа их не
выяснена.  Они составляют 5% звёзд типа T Tau. Открыты М.Уолкером
[Сурдин, 1999].

   НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ - это карликовые двойные. Вещество с одной звезды
перетягивается на другую. Излишек массы периодически, через сотни
лет, выбрасывается взрывом оболочки. В Нашей Галактике в год про-
исходят десятки таких взрывов.  Вещество при взрывах  разлетается
со скоростью в несколько километров в секунду,  но всё-таки не до
десятков тысяч километров в секунду,  как при взрывах  сверхновых
[Гонсалес,  1986],  т.е.  взрывы новых звёзд в тысячи раз слабее,
чем взрывы сверхновых.

   МАЗЕРЫ (МЕГАМАЗЕРЫ?) - красные сверхгиганты на последних  ста-
диях своего развития, т.е. перед превращением в сверхновые II ти-
па.  Мазерный эффект (см. выше - "Околозвёздное вещество") харак-
терен для их стремительно расширяющихся внешних оболочек [Сурдин,
1997а].  Пример такого мазера приводится  ниже  (см.  "Интересные
звёзды других галактик").  В недавнее время получены данные,  что
при взрывах примерно таких звёзд выброшенное вещество  генерирует
во внешних оболочках гамма-вспышку [Вибе, 2003в; Сурдин, 2003в] и
рентгеновскую вспышку [Рентгеновские вспышки...,  2002]. Это одна
из последних и наиболее убедительных гипотез гамма-всплесков.

   КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ, или ТУСКЛЫЕ КАРЛИКИ - это объекты с массой
чуть более 13 масс Юпитера,  у которых ядро в  процессе  эволюции
разогревается до температуры "горения" дейтерия, что является ат-
рибутом звезды [Сурдин, 2000г]. Правда, дейтерия мало, и коричне-
вые карлики  должны быстро меркнуть,  после чего светиться только
за счёт гравитационного сжатия [Сурдин,  1999], т.е. можно наблю-
дать  лишь молодые коричневые карлики,  и вообще у них нет одноз-
начной зависимости между светимостью и массой,  т.к. имеет значе-
ние также возраст коричневого карлика [Определение массы коричне-
вого карлика, 2004]. Впрочем, "молодость" коричневых карликов мо-
жет растянуться на время,  соизмеримое  с  современным  возрастом
Наблюдаемой Вселенной [Черепащук, Чернин, 2007]. Масса коричневых
карликов  составляет  0,02-0,04  солнечной  [Сурдин,  1999],  или
0,01-0,08 солнечной (т.е. от 10-15 до 80 юпитеров), если несколь-
ко расширить  это  понятие  [Сурдин,  2001а;  Черепащук,  Чернин,
2007]. В объектах тяжелее 80 юпитеров "горит" водород, а легче 10
юпитеров - не "горит" даже дейтерий.  Ещё в 1999 г.  сообщения об
открытии  коричневых карликов не были подтверждены,  хотя для них
был введён новый спектральный класс -  L,  с  температурой  менее
2000 градусов Кельвина [Сурдин,  1999].  Согласно другой заметке,
температура  коричневых карликов не превышает 3500 градусов Кель-
вина [Новый тип звёзд,  2001].  В 1995 г.  сообщалось об открытии
почти коричневого карлика с массой 0,08-0,09 солнечной и темпера-
турой 2600  градусов  Кельвина  [Природа,  1996,  N8;  Ашимбаева,
2008а], т.е. по второму определению, расширенному, это коричневый
карлик,  по первому - нет.  Группа астрофизиков из Германии и США
обследовала  все молодые близкие (в 300 световых годах) и неяркие
звёзды в инфракрасном свете, в котором коричневые карлики излуча-
ют  особенно много энергии,  в результате чего близ одной из этих
звёзд в 1998 г. был открыт первый "настоящий" коричневый карлик -
TWA-5 B [Сурдин,  2001а]. В 2001 г. японские астрономы обнаружили
более сотни коричневых карликов и более сотни субкарликов в одной
только  звёздообразующей области S106 [Межзвёздные планеты-гиган-
ты, 2002]. К концу 2004 г. было известно уже несколько сотен суб-
карликов  и  коричневых  карликов  [Определение массы коричневого
карлика, 2004]. Значит, подобные объекты обычны во Вселенной.
   К 2004 г.  были очень точно определены параметры одной двойной
звезды, состоящей   из   субкарлика   и   коричневого  карлика  -
2MASSWJ0746425+2000321 (см.  ниже) [Определение массы коричневого
карлика, 2004].
   Было предсказано, что коричневые карлики могут возникать также
в двойных системах из обычных звёзд,  если часть вещества перетя-
нет на себя главный компаньон системы.  Недавно это явление подт-
верждено для двух тесных двойных звёзд - LL Андромеды и EF Эрида-
на,  главными компаньонами которых являются белые карлики (карли-
ковые  новые,  неправильные переменные).  Раньше их спутники были
нормальными звёздами,  а теперь ядерные реакции в них угасли. Хи-
мический  состав  подобных  коричневых карликов должен быть иным,
чем у типичных звёзд этого класса,  т.е. это по сути особый класс
объектов [Новый тип звёзд, 2001].
   У некоторых коричневых карликов открыты протопланетные  диски.
В результате анализа спектра выявлены признаки роста и кристалли-
зации пылинок в этих дисках,  что можно рассматривать как началь-
ный  этап  образования  планет  [У коричневых карликов образуются
планеты, 2006].
   Среди коричневых карликов выделяются следующие группы:
   1. L-карлики - 1200-2000 К, наличие пыли и аэрозолей в верхней
атмосфере.
   2. T-карлики - 700-1200 К, признаки метана в спектре.
   3. Y-карлики - температура ниже 700  K.  Первый  представитель
этого  класса открыт в первых годах 21-го века (2007-2008?) фран-
цузами Ф.Делормом и его коллегами:  температура - 620 К,  масса -
15-30 юпитеров,  присутствие аммиака в атмосфере, в 40 св. годах,
одиночный (значит, проще изучается) [Ашимбаева, 2008б].

   ПЕРЕХОДНЫЕ ОТ ЗВЁЗД К ПЛАНЕТАМ ОБЪЕКТЫ  -  с  массой  примерно
0,01 солнечной.  Например, в системе BD68 градусов 946 масса тём-
ного спутника составляет 0,009 солнечной [Сурдин, 1999]. Подобных
тел отнюдь не мало. Так, среди 118 тысяч самых ярких звёзд откры-
то 2910 звёзд (2,5%) с криволинейным перемещением в пространстве,
что говорит о наличии у них крупных невидимых спутников -  корич-
невых карликов,  коричневых  субкарликов  и  подобных  [Гончаров,
1999].  Такие по размерам тела могут быть и самостоятельными чле-
нами Галактики, о чём подробно рассказывается в сводном конспекте
о звёздных системах.

   "УБЕГАЮЩИЕ" ЗВЁЗДЫ  - молодые звёзды,  покидающие родительскую
ассоциацию со скоростями около или более 100 км/с. Они выявляются
по  своей  скорости  и по светящейся ударной волне из-за движения
сквозь межзвёздный газ со сверхзвуковой скоростью.  Как  правило,
такие звёзды связаны с OB-ассоциациями - ассоциациями из десятков
или сотен горячих массивных звёзд O-  и  B-классов.  По  гипотезе
А.Блаау (1961),  "убегающие" звёзды, как из пращи, вылетают с ор-
биты вокруг  сверхновой  после  её взрыва.  При взрыве сверхновые
звёзды часть вещества своей оболочки передают этим звёздам. Оста-
ток  взорвавшейся  сверхновой (нейтронная звезда или чёрная дыра)
следует за "убегающей" звездой. Пример: двойная звезда Vela x-1 с
пульсаром  в  составе  этой системы имеет ударную волну и со ско-
ростью 90 км/с улетает из ассоциации Vela OB 1. Данная пара поки-
нула ассоциацию уже 2,5 миллиона лет назад [Сурдин, 1997б].

   "ЛИТИЕВЫЕ" ЗВЁЗДЫ.
   Астрономы Европейской  южной обсерватории нашли средневозраст-
ную звезду с аномально высоким  содержанием  лития  в  атмосфере.
Раньше литий находили только в самых молодых и самых старых звёз-
дах. Литий быстро разрушается в ядерных реакциях, и можно предпо-
ложить,  что звезда совсем недавно поглотила другое тело, богатое
этим элементом [Сурдин,  1999б].  В настоящее время найдены также
расширяющиеся  звёзды-гиганты,  которые  вскоре  должны поглотить
свои юпитероподобные спутники [Сурдин, 2003а].

                        НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ

   ИСТОРИЯ открытия и изучения нейтронных звёзд  весьма  примеча-
тельна. Эти объекты были предсказаны Л.Д.Ландау и Р.Оппенгеймером
ещё в 1930-е гг.,  вскоре после открытия нейтрона [Хокинг, 2000].
В.Бааде и Ф.Цвики в 1934 г. предположили, что они могут образовы-
ваться при взрывах сверхновых.  Однако, скорого открытия нейтрон-
ных звёзд никто не ожидал из-за их малого размера и низкой свети-
мости.  Тем не менее, уже через три десятилетия они были найдены,
причём случайно.  В 1967 г.  кембриджская аспирантка Джослин Белл
нашла объекты,  излучающие регулярные импульсы радиоволн. Сначала
Белл и его руководитель Энтони Хьюиш решили,  что уловили сигналы
внеземной цивилизации,  и объекты были названы LGM 1-4, где LGM -
"Little Green Men",  т.е.  "зелёные человечки".  Вскоре,  однако,
стало ясно,  что это вращающиеся нейтронные звёзды, которые излу-
чают  импульсы  радиоволн из-за сложного характера взаимодействия
их магнитного поля с окружающим веществом [Хокинг, 2000]. Пример-
но  в  это же время нейтронные звёзды были открыты в другой своей
ипостаси - как источники пульсирующего  рентгеновского  излучения
[Прохоров, Попов, 2003]. Эти объекты стали называться пульсарами.
Через 15 лет их было известно 330 [Гонсалес,  1986].  К началу 21
в. число открытых радиопульсаров превысило полторы тысячи [Прохо-
ров,  Попов,  2003].  Это наиболее изученная категория нейтронных
звёзд.  Со  временем  стали известны и другие категории,  а также
многие интересные их свойства.

   НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ находятся в равновесии за счёт равенства сил
между гравитацией (фактор сжатия) и давлением вырожденного  нейт-
ронного вещества в недрах (фактор расширения). Нейтронное вещест-
во образуется в процессе нейтронизации из протонов и  электронов:
квантовые  движения  электронов  в какой-то момент оказываются по
скорости околосветовыми,  вырожденный электронный газ  становится
релятивистским,  быстрее  электроны двигаться не могут,  а потому
упругость вырожденного электронного  газа  падает,  он  перестаёт
противодействовать сжатию вещества,  и звезда претерпевает грави-
тационный коллапс, во время которого электроны захватываются про-
тонами [Черепащук,  Чернин, 2007]. Равновесие не может быть утра-
чено вследствие действия известных причин.  Поэтому  время  жизни
нейтронных  звёзд в настоящее время считается бесконечно большим,
хотя,  конечно,  их могут уничтожить какие-нибудь внешние причины
(например, добавление вещества до критической массы и превращение
в чёрную дыру).
   Устойчивая нейтронная звезда имеет массу 1-3 солнечных, радиус
около  10  км и плотность 100 000 000 г/куб.см [Гонсалес,  1986].
Она состоит из нескольких слоёв: 1) атмосфера из электронов (нес-
колько сантиметров);  2) кристаллическая кора  из  атомов  железа
(несколько километров); 3) промежуточная область из нейтронов; 4)
центральное ядро из тяжёлых элементарных частиц.  Есть также маг-
нитосфера, способная  ускорять  частицы [Гонсалес,  1986 (?)].  В
2009 или 2010 г.  у одной из ближайших нейтронных звёзд (Cas A  -
см. ниже)  открыли  горячую углеродную атмосферу толщиной 10 см и
плотностью, как у алмаза. Углерод образовался в результате термо-
ядерного  синтеза  из  водорода и гелия,  попавших из межзвёздной
среды [Углеродная атмосфера у нейтронной звезды  в  Кассиопее  А,
2010].
   По размерам нейтронные звёзды должны быть в сотни раз  меньше,
чем белые карлики.  Температура поверхности нейтронной звезды мо-
жет достигать нескольких миллионов градусов,  но из-за малой пло-
щади излучающей поверхности в видимом свете нейтронные звёзды из-
лучают очень слабо [Прохоров,  Попов, 2003]. Плотность нейтронных
звёзд близка к ядерной плотности.
   В Нашей Галактике имеется примерно  100  миллионов  нейтронных
звёзд,  что  на 3 порядка меньше,  чем обычных звёзд.  Открыта же
лишь малая часть из них,  так как они, несмотря на большую массу,
заметны в меньшей степени, чем обычные звёзды [Черепащук, Чернин,
2007].
   По какой-то  причине в природе не рождаются (или почти не рож-
даются?) очень массивные нейтронные звёзды - более двух солнечных
масс, которые были бы близки к "лёгким" чёрным дырам, т.е. в неп-
рерывном ряду масс имеется провал. Массы нейтронных звёзд лежат в
пределах 1-2 солнечных, в среднем - 1,35 плюс-минус 0,15 [Черепа-
щук, Чернин, 2007].

   КЛАССИФИКАЦИЯ НЕЙТРОННЫХ  ЗВЁЗД учитывает такие параметры как:
   1) наличие или отсутствие у нейтронной звезды близкого спутни-
ка в виде нормальной маломассивной звезды,  с которой на нейтрон-
ную звезду может перетекать вещество (одиночные нейтронные звёзды
и входящие в состав тесной двойной системы);
   2) наличие или отсутствие мощного радиоизлучения (радиопульса-
ры и радиотихие нейтронные звёзды);
   3) скорость вращения радиопульсара (обыкновенные радиопульсары
и миллисекундные радиопульсары);
   4) причина отсутствия мощного радиоизлучения, если оно отсутс-
твует (изначально медленно вращающиеся нейтронные звёзды и потух-
шие радиопульсары);
   5) возраст радиопульсара: молодые и старые радиопульсары (ста-
рые пульсары, в отличие от молодых, могут очень быстро вращаться,
но могут и замедлиться);
   6) возможность или невозможность регистрации мощного  радиоиз-
лучения радиопульсара из той точки Вселенной, в которой находимся
мы (наблюдаемые и ненаблюдаемые радиопульсары;  эти категории ха-
рактеризуют не свойства нейтронной звезды,  а только наше положе-
ние относительно оси вращения данной звезды);
   7) наличие или отсутствие мощного  и  постоянно  пульсирующего
рентгеновского  излучения  (рентгеновские пульсары и прочие нейт-
ронные звёзды; этот параметр связан с первым);
   8) наличие или отсутствие редких, но необычайно мощных рентге-
новских вспышек (аномальные рентгеновские пульсары,  или магнита-
ры, которые противопоставляются обычным рентгеновским пульсарам и
прочим нейтронным звёздам);
   С учётом  этих параметров можно было бы построить сложную сис-
тему классификационных соподчинений, но, наверное, проще рассмот-
реть  основные группы нейтронных звёзд,  делая упор на физический
смысл различий между ними. Что же касается всех возможных сочета-
ний параметров, то носители не всех таких сочетаний наблюдались к
настоящему времени,  и  читатель  сам  сможет  домыслить,  какими
свойствами они, наверное, обладают.

   РАДИОПУЛЬСАРЫ - это нейтронные звёзды, с почти идеальной пери-
одичностью испускающие импульсы в радиодиапазоне.  Излучение осу-
ществляется в виде двух сравнительно узких лучей со стороны  маг-
нитных  полюсов,  и мы можем зафиксировать это излучение только в
том случае,  если находимся на пути одного из этих лучей. Пульса-
ция излучения происходит из-за частичного несовпадения магнитного
и вращательного полюсов. Чтобы излучать, звезда должна иметь мощ-
ное магнитное поле и быстро вращаться.  Среди радиопульсаров раз-
личаются обычные и миллисекундные радиопульсары.

   ОБЫЧНЫЕ РАДИОПУЛЬСАРЫ характеризуются относительно большим пе-
риодом вращения,  и наиболее известным из таких объектов является
пульсар Крабовидной туманности.  Это единственный известный в На-
шей Галактике пульсар,  связанный с туманностью.  Он  возник  при
взрыве сверхновой в 1054 г. и в настоящее время имеет период вра-
щения в 33 миллисекунды, т.е. его частота составляет 30 оборотов в
секунду,  что  очень  типично [Гонсалес,  1986].  Соответствующая
сверхновая звезда была описана китайцами. Упоминается она также в
японских и европейских хрониках [Куликовский, 2002]. При её взры-
ве возникла волокнистая туманность,  скорость расширения  которой
хорошо согласуется с временем взрыва сверхновой.
   Пульсация характеризуется  большим  постоянством,  хотя  из-за
траты  энергии на излучение вращение пульсара равномерно замедля-
ется [Часы-пульсар, 1985; Гонсалес, 1986]. Так, например, пульсар
Крабовидной  туманности  ежегодно увеличивает период пульсации на
13,5 микросекунды [Гонсалес,  1986]. За каждые 100 лет период об-
ращения увеличивается на 1,3 мс и изначально составлял 20 мс [Ку-
велиоту и др.,  2003]. Но иногда вращение пульсаров резко ускоря-
ется:  из-за постепенного замедления уменьшается сплюснутость,  а
это приводит к звёздотрясению, и тогда звезда чуть-чуть сжимается
и начинает вращаться быстрее [Гонсалес, 1986].
   При изучении  пульсаров  (и  радиопульсаров,  и  рентгеновских
пульсаров) регистрируется также кажущаяся неравномерность,  обус-
ловленная теми или иными процессами в межзвёздной и  межпланетной
среде, а также неравномерностью движения Земли по орбите, т.е. по
пульсару можно проверять земные часы,  кроме атомных - ещё  более
точных [Часы-пульсар, 1985].
   Пульсары обычно окружены туманностями  вроде  Крабовидной,  но
могут быть и не видны внутри таких туманностей: не давать излуче-
ния в нашем направлении,  уйти при взрыве из туманности,  слишком
быстро вращаться.
   В большинстве  своём  радиопульсарами являются одиночные нейт-
ронные звёзды, хотя примерно 1% их может входить в состав двойных
систем.  Кроме того, отдельные пульсары могут обладать спутниками
иного рода.  В 1991 г.  у одного из пульсаров (PSR B1257+12 - см.
ниже)  была открыта система из двух-трёх экзопланет,  причём речь
идёт о планетах меньше Юпитера!  Периоды их обращения - 67 суток,
98 суток и 1 год (если третья планета действительно есть). Первые
две планеты по удалённости от звезды похожи на Меркурий, третья -
на Землю. 67/98=2/3, т.е. первые две планеты находятся в резонан-
се,  как Нептун и Плутон. Масса первой планеты - 3,4 земной, вто-
рой - 2,8 земной. Орбиты почти круговые. Резонанс должен привести
к изменению эксцентриситета в ближайшем будущем,  что можно будет
наблюдать [Планетная система пульсара, 1992; Сурдин, 1999а]. Этот
пример показывает,  как легко изучаются пульсары из-за того,  что
периодически посылают к Земле радиоволны. Впрочем в своей заметке
2004 г.  В.Г.Сурдин приводит несколько иные данные о той же  пла-
нетной системе:  периоды - 25,  67 и 98 суток, массы - 0,2, 4,3 и
3,6 земных.  Говорится,  что было сообщение о четвёртой планете с
массой Сатурна и периодом около 170 лет. Значит, сообщение об од-
ной из планет (спорной) не подтвердилось,  зато были открыты  ещё
1-2 планеты и уточнены данные о массе первых двух планет. Пульсар
должен был потерять планеты при взрыве сверхновой. Значит, плане-
ты возникли после взрыва.  Предполагается участие в этом процессе
другой звезды.  У огромного множества других пульсаров ничего по-
добного найти не удалось,  т.е.  это нетипичный случай. Правда, у
PSR 1620-26 найдена планета-гигант массивнее  Юпитера  [Планетная
система пульсара, 1992; Сурдин, 1999а].
   Пылевой диск открыт  у  пульсара  4U  0142+61.  Он  нагрет  до
700-1200 K и занимает полосу от 2 до 7 млн.  км от звезды.  Впро-
чем,  он может простираться и дальше, но там не выявляется в инф-
ракрасном  диапазоне,  так  как пылинки холодны [Пылевой диск...,
2006].
   ДВОЙНЫЕ РАДИОПУЛЬСАРЫ - это такие же радиопульсары,  но входя-
щие в состав двойной системы. К началу 21 в. были известны только
два таких объекта.  Они интересны тем,  что дают возможность под-
робно их изучать:  измерять массу нейтронных звёзд,  наблюдать их
прецессию,  проверять тонкие эффекты, предсказанные общей теорией
относительности (например, излучение гравитационных волн). Наблю-
дения  за первой двойной системой пульсаров (PSR B1913+16) прове-
дены в 1974 г.  Тогда было открыто сокращение орбиты  этой  пары,
связанное с излучением гравитационных волн,  что подтвердило тео-
рию относительности Эйнштейна.  Авторы этой  работы,  Р.А.Халс  и
Дж.Х.Тейлор, были в 1993 г. удостоены нобелевской премии по физи-
ке.  Вторая такая пара - PSR  J0737-3039A.  Члены  её  ежесуточно
сближаются  на  7  мм и через 85 миллионов лет должны столкнуться
[Двойной радиопульсар, 2005].
   Скорость вращения пульсаров связана с их возрастом, что позво-
ляет говорить о молодых и старых пульсарах.
   МОЛОДЫЕ ПУЛЬСАРЫ,  как считается,  не могут вращаться свыше 60
оборотов в секунду,  хотя найден объект с  62  оборотами,  причём
очень молодой (4000 лет) и к тому же изначально делавший 150 обо-
ротов [Рекордное вращение пульсара,  1998]. И всё-таки рекордсме-
нами в этом отношении  являются  представители  другой  категории
нейтронных звёзд.

   МИЛЛИСЕКУНДНЫЕ ПУЛЬСАРЫ - это, как следует из названия, объек-
ты  с  особенно большой скоростью вращения.  Их противопоставляют
обычным пульсарам.  Они всегда являются  членами  тесных  двойных
систем,  и успели раскрутиться до больших скоростей за счёт газа,
утекающего со спутника и падающего по спирали [Рекордное вращение
пульсара,  1998].  Так,  например,  известен пульсар со скоростью
вращения 667 оборотов в секунду [Гонсалес,  1986].  В  литературе
упоминается также открытый в 1982 г. пульсар PSR 1937+21 с часто-
той 642 оборота в секунду [Часы-пульсар,  1985]. В 2005 г. открыт
пульсар (XTE J1739-285) с 1122 оборотами в секунду [Вибе, 2007б].
Другие  миллисекундные  пульсары (а всего их к началу 21 в.  было
известно порядка  50)  характеризуются меньшей скоростью вращения
[Прохоров,  Попов, 2003]. Магнитное поле миллисекундных пульсаров
значительно слабее,  чем у других пульсаров, поэтому энергию вра-
щения они теряют медленно, и время их возможной жизни сопоставимо
с  возрастом Наблюдаемой Вселенной.  Это в свою очередь означает,
что миллисекундные пульсары возникают очень редко.  Они характер-
ней  для  шаровых скоплений,  где обычная нейтронная звезда может
захватить "соседку" [Прохоров, Попов, 2003].
   Миллисекундные пульсары являются СТАРЫМИ ПУЛЬСАРАМИ,  хотя  не
все старые пульсары вращаются быстро.  Одиночные старые пульсары,
двойные пульсары,  а также члены любых широких двойных систем  не
могут раскручиваться, и вращение их со временем только замедляет-
ся. Что же касается членов тесных двойных систем, то они обладают
многими  интересными  особенностями  и в том числе часто являются
рентгеновскими пульсарами.

   РЕНТГЕНОВСКИЕ ПУЛЬСАРЫ  -  это члены тесных двойных систем,  в
которых второй компаньон является нормальной звездой. С этой нор-
мальной  звезды на нейтронную звезду постоянно перетекает вещест-
во, которое разгоняется в мощном гравитационном поле и после уда-
ра  о поверхность нейтронной звезды светится в рентгеновском диа-
пазоне.  Вещество падает по спирали и,  кроме того, из-за мощного
магнитного  поля нейтронной звезды выпадает на поверхность только
вблизи магнитных полюсов [Прохоров,  Попов, 2003]. т.к. такое вы-
падение вряд ли является равномерным и,  кроме того, может проис-
ходить не точно у полюса вращения (например, при его несовпадении
с магнитным полюсом) [Ю.Н.], то вращение звезды приводит к наблю-
даемым  пульсациям  рентгеновского  излучения  [Прохоров,  Попов,
2003].  К 2006 г.  были известны около 1000 рентгеновских двойных
систем [Черепащук, 2006].

   РЕНТГЕНОВСКИЙ БАРСТЕР I ТИПА.  Если магнитное поле  нейтронной
звезды слабое,  то вещество звезды-спутника выпадает близ эквато-
ра,  где накапливается.  При достижении критической массы следуют
термоядерные взрывы - короткие нерегулярные вспышки рентгеновско-
го излучения [Черепащук, 2006].

   РЕНТГЕНОВСКИЙ БАРСТЕР  II ТИПА.  В этих случаях неустойчивость
проявляется в аккреционном диске и не связана с  наблюдаемой  по-
верхностью нейтронной звезды. Эти барстеры легко отличить от пре-
дыдущих по характерной зависимости температуры рентгеновского из-
лучения от его интенсивности [Черепащук, Чернин, 2007].

   РАДИОТИХИЕ НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ -  это  противоположность  радио-
пульсарам. Пульсирующего излучения может не быть из-за изначально
медленного вращения звезды (одиночной или в широкой системе), так
как в этом случае не возникнет мощного магнитного поля. По той же
причине пульсации может не быть у СТАРОГО ПУЛЬСАРА,  успевшего  в
значительной степени "затормозить". Такие бывшие пульсары называ-
ются ПОТУХШИМИ,  и их должно быть примерно в тысячу  раз  больше,
чем "работающих" [Прохоров,  Попов,  2003].
   Одиночные нейтронные звёзды, если они не относятся к категории
пульсаров (см.  ниже), заметить довольно трудно. Но на рубеже ты-
сячелетий одну такую звезду удалось наблюдать.  Она быстро двига-
лась,  поглощая  по  пути  межзвёздный  газ,  в  результате  чего
чуть-чуть светилась в рентгеновском диапазоне [Одиночная нейтрон-
ная звезда..., 2001]. Кроме того, в некоторых остатках сверхновых
рентгеновская аппаратура видит точечные источники излучения.  Ве-
роятно, это молодые и горячие нейтронные звёзды, не ставшие ради-
опульсарами [Прохоров, Попов, 2003].
   Мы не  наблюдаем  пульсацию  в  радиодиапазоне и в том случае,
когда не попадаем в луч пульсара. Радиопульсаров, излучающих "ми-
мо нас",  должно быть в 2-3 раза больше,  чем "попадающих",  но к
началу 21 в. их было известно только два. Первый из них - Геминга
-  необычный  гамма-источник  в  созвездии Лебедя.  Второй объект
очень похож на первый,  но открыт позднее.  Оба объекта  обладают
слабым  пульсирующим  излучением в рентгеновском и гамма-диапазо-
нах,  что,  наверное,  связано с тем,  что в этих диапазонах  луч
пульсара шире, чем в радиодиапазоне.

   Мы не до конца понимаем процессы,  происходящие  в  нейтронных
звёздах.  Так,  например, одна из таких звёзд (X-1 в Скорпионе) в
июне 1999 г.  испустила мощные струи  раскалённых  газов,  причём
струи не были однородными,  а состояли из сгустков, разлетавшихся
со скоростью около 95%  от скорости света.  Выбросу предшествовал
всплеск  рентгеновского излучения.  Через несколько часов сгустки
попали в скопления уже остывшего вещества,  выброшенного предыду-
щими взрывами ["Фонтанирует" нейтронная звезда,  2002].
   Особая и  не  до  конца изученная категория нейтронных звёзд -
это магнитары (иногда это слово пишут через "е" - магнетары). См.
ниже также описание микроквазаров.

   МАГНИТАРЫ - это нейтронные звёзды с магнитным полем более мощ-
ным,  чем любой известный науке объект во Вселенной. Их магнитное
поле может быть в 1.000.000.000.000.000 раз мощнее земного  [Маг-
нетар взорвался, 1999]. Магнитары отличаются от обычных пульсаров
более длинным периодом вращения (например,  8 с), испусканием бо-
лее мощного рентгеновского излучения,  отсутствием радиоизлучения
(хотя по теории должны излучать!),  смещённостью от центра  роди-
тельской сверхновой звезды (иногда) и, конечно, редкими, но очень
мощными вспышками гамма-излучения. Вероятно, в момент образования
магнитары  очень  быстро вращались вокруг оси,  в результате чего
возникло мощное самоусиливающееся магнитное поле,  которое к нас-
тоящему  времени притормозило нейтронную звезду [Кувелиоту и др.,
2003]. Временами магнитное поле прорывает тонкую твёрдую железную
кору  звезды,  и  тогда  во время звёздотрясения выделяется много
энергии. Мы можем зарегистрировать этот момент, даже если не зна-
ем данную звезду как пульсар (если не попадаем в его луч). Задним
числом выяснилось, что первый зафиксированный всплеск гамма-излу-
чения, который обусловлен активностью магнитара, произошёл 5 мар-
та 1979 г.  Он был зарегистрирован многими земными и космическими
аппаратами,  оказался  в  100  раз  мощнее  всех  известных ранее
всплесков,  длился 0,2 с,  после чего  последовал  поток  мягкого
рентгеновского и гамма-излучения,  пульсировавшего с периодом 8 с
и затухшего через 3 минуты.  Тряслась звезда в Большом Магеллано-
вом облаке [Кувелиоту и др., 2003]. Существование магнитаров было
предсказано в 1992 г.,  а в 1998 г.  первый объект подобного рода
был открыт [Магнетар взорвался,  1999], по другим данным, это 4-й
открытый магнитар [Кувелиоту и др.,  2003].  27 августа  1998  г.
произошёл  всплеск  гамма-  и  рентгеновского излучения,  который
"зашкалил"  приборы  нескольких  искусственных  спутников  Земли.
Всплеск  был зарегистрирован также станцией "Near",  находившейся
вблизи орбиты Марса,  и станцией "Ulysses",  сближавшейся тогда с
орбитой  Юпитера.  Это,  как полагают некоторые авторы,  тряслась
нейтронная звезда SGR 1900+14 в созвездии Орла в 20 тысячах  све-
товых  лет от нас [Магнетар взорвался,  1999].  За 5 минут звезда
излучила столько энергии,  сколько Солнце  излучает  за  300  лет
[Звездотрясение  магнетара,  1998].  И всё-таки приходится напом-
нить, что  причина не всех гамма-всплесков выяснена.  В последнее
время их вроде бы объясняют взаимодействием ударной волны  сверх-
новой с веществом расширяющейся звёздной оболочки (см.  разделы о
гамма-всплесках и коллапсе с образованием чёрной дыры).

                           ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ

                 Вы мне не поверите и просто не поймёте:
                 В космосе страшней, чем даже в дантовском аду, -
                 По пространству-времени мы прём на звездолёте,
                 Как с горы на собственном заду.
                                                Владимир Высоцкий

   Под чёрными дырами понимаются  столь  массивные  и  компактные
сгустки вещества, что для преодоления их притяжения скорости све-
та уже не хватает.  т.к.  ничто в Наблюдаемой Вселенной не  может
двигаться быстрее света,  это означает,  что ничто, даже свет, не
может покинуть чёрную дыру.  Поэтому "дыры" не могут  светить  ни
своим, ни отражённым светом. Эти объекты сперва были предсказаны:
в 1783 г. английским астрономом-любителем Джоном Митчеллом (Миче-
лом) из Кембриджа [Хокинг, 2000; Черепащук, Чернин, 2007], в 1789
г. П.С.Лапласом [Куликовский,  2002]; в 1915 г. немецким астроно-
мом-любителем К.Шварцшильдом [Черепащук,  2006]; в 1939 г. амери-
канскими учёными Р.Оппенгеймером,  Волковым и Х.Снайдером  [Кули-
ковский,  2002; Черепащук, Чернин, 2007]. Значительно позднее они
были найдены на небе.  Термин ввёл Джон Уилер в 1968  [Черепащук,
2006] или в 1969 г. [Хокинг, 2000]. Теоретически любое тело можно
сжать до таких пределов,  что  его  вторая  космическая  скорость
превзойдёт скорость света. Так, например, для нашей планеты соот-
ветствующий радиус составляет 9 мм, для Солнца - 3 км, для звезды
массой в  10  солнечных (типичная масса звёздных чёрных дыр) - 30
км,  для некоторых галактических чёрных дыр - до 40 а.е.  (как от
нас до Плутона) [Черепащук, 2006; Черепащук, Чернин, 2007]. То же
самое можно сказать с использованием понятия  "критическая  плот-
ность", которая для Земли составляет 2*10 в 27-й степени г/куб.см
(на 13 порядков выше плотности атомного ядра),  для звезды массов
в  10  солнечных  (типичная  масса звёздной чёрной дыры) - 2*10 в
14-й степени г/куб.см (примерно плотность вещества атомного ядра)
[Черепащук, Чернин, 2007].
   Перед тем,  как рассмотреть наблюдательные доказательства  су-
ществования чёрных дыр,  познакомимся с соответствующими теорети-
ческими   представлениями,   воспользовавшись  научно-популярными
статьями и книгами, в т.ч. статьёй американского физика Кипа Сти-
вена Торна "Путешествие среди чёрных дыр" [1988].  Так как Наблю-
даемая Вселенная состоит преимущественно  из  водорода,  то,  как
правило,  атомы именно этого вещества образуют потоки, исчезающие
в чёрных дырах. Устремляясь в дыру, атомы сталкиваются и нагрева-
ются  от этих столкновений.  Чем ближе к дыре,  тем более жёстким
оказывается их электромагнитное излучение. Будучи нагреты до нес-
кольких миллионов градусов, атомы испускают рентгеновские лучи, а
в самые последние моменты - гамма-лучи. Это те признаки "дыр", по
которым их можно обнаружить.
   Чёрные дыры,  если рассматривать их снаружи,  - очень  простые
объекты.  У них имеются лишь три параметра - масса,  момент коли-
чества движения,  характеризующий скорость вращения вокруг оси, а
также электрический заряд [Черепащук,  Чернин, 2008]. Электричес-
кий заряд, однако, редко фигурирует в текстах о чёрных дырах, так
как,  наверное,  не  ожидается,  что  он  может оказаться большим
[Ю.Н.].  О моменте количества движения говорится чаще.  Вращаясь,
дыра создаёт в пространстве вихрь, закручивающий вещество, падаю-
щее внутрь.  Если атомы водорода падают в дыру в среднем отвесно,
то дыра,  вероятнее всего,  не вращается. [Кроме того, такая дыра
будет внешне  шарообразной,  а  вращающаяся - слегка сплюснутой].
Ещё для дыры можно указать условную среднюю  плотность  вещества.
Впрочем,  иногда утверждают,  что на самом деле в "дыре" пустота,
т.к. данное вещество по сути исчезло из Наблюдаемой Вселенной.
   Мы не видим ничего из того,  что происходит в дыре,  т.е. дыра
видна в виде чёрного диска.  Диск тем больше,  чем  больше  масса
чёрной дыры.  Дыра,  превышающая Солнце по массе в 10 раз,  будет
иметь в окружности всего  185  км  (периметр  некоторых  особенно
крупных  городов).  Дыра массой в 100 тысяч солнечных - 1.850.000
км (меньше лунной орбиты).  Границу диска называют горизонтом со-
бытий.  Мы можем оценить периметр чёрной дыры,  но по нему нельзя
определить диаметр этого объекта,  т.к.  пространство в дыре иск-
ривлено.  Понятие "диаметр" в данном случае вообще не имеет смыс-
ла, т.к. его нельзя измерить сравнением.
   Если к  дыре послать автоматическую станцию с зелёным лазерным
лучом,  то по мере приближения к ней луч начнёт краснеть. Это бу-
дет происходить по двум причинам: 1) фотоны преодолевают гравита-
ционное поле и теряют энергию;  2) фотоны испускаются удаляющимся
объектом,  а  потому  наблюдается доплеровское покраснение света.
Инфракрасное излучение перейдёт в микроволновое,  радиоволновое и
бесконечно длинноволновое,  которое уже не сможет регистрировать-
ся, т.к. последние сигналы будут бесконечно долго "выбираться" из
дыры  (скорость света не изменится,  но время практически остано-
вится из-за мощного гравитационного поля).
   Если по спирали приблизиться к чёрной дыре в  космическом  ко-
рабле,  то обнаружатся мощнейшие приливные силы. Они будут тянуть
ноги вниз,  а голову вверх. В какой-то момент приливные силы смо-
гут  разорвать человека.  В самой дыре эти силы становятся беско-
нечно большими,  и это явление называется  сингулярностью  [Торн,
1988].  [В такой ситуации не смогут существовать ни молекулы,  ни
атомы, ни более мелкие "конструкции" из так называемых элементар-
ных  частиц,  а  то и сами "элементарные частицы" - Ю.Н.].  Можно
также сказать, что сингулярность характеризуется нулевым объёмом,
или  бесконечной кривизной пространства-времени.  Сингулярность в
1965 г.  предсказана англичанином Пенроузом, исходя из общей тео-
рии относительности Эйнштейна [Хокинг,  2000]. Хаотическое "пове-
дение" сингулярности было обосновано "русской тройкой"  -  Ливши-
цем, Халатниковым и Белинским. Лейман доказала, что сингулярность
должна быть навечно скрыта за горизонтом событий [Торн, 1988].
   Величина приливных сил вблизи горизонта событий,  согласно за-
конам  Эйнштейна,  должна  быть  обратно пропорциональна квадрату
массы чёрной дыры. Это означает, что чем тяжелее дыра, тем меньше
приливные силы на её горизонте [чем тяжелее дыра,  тем дальше го-
ризонт событий от её центра].  К  горизонту  событий  "небольшой"
чёрной  дыры  (совсем  небольшой  или превышающей Солнце по массе
примерно в 100 тысяч раз) нельзя подлететь на космическом  кораб-
ле, двигаясь по спирали, т.к. задолго до подлёта потребуется све-
товая скорость движения по орбите,  чтоб не упасть в дыру. Или же
центростремительную  силу придётся компенсировать силой тяги дви-
гателя. [Данное положение относится к обычным чёрным дырам звёзд-
ного происхождения и небольшим галактическим дырам - Ю.Н.].  "Ма-
ленькая" чёрная дыра будет сначала разрывать звёзды,  а потом уже
поглощать их газ.
   Если дыра уж очень массивна, т.е. превышает Солнце по массе, к
примеру, в восемь триллионов раз, то вблизи неё будут наблюдаться
удивительные явления.  Диск чёрной дыры не будет закрывать звёзд,
находящихся  за  ним,  а будет собирать их свет в яркое кольцо на
окружности тёмного диска.  Это будет происходить из-за отклонения
света в мощном поле тяготения [гравитационная линза]. Будет видно
несколько изображений каждой звезды:  лучи отклонённые  вправо  и
влево, совершившие  вокруг  дыры один оборот,  два,  три...  Если
приблизиться к горизонту событий такой гигантской дыры,  то из-за
искривления  лучей чёрная дыра закроет не половину неба,  а почти
всё небо.  Останется лишь маленькое отверстие,  через которое вся
внешняя Вселенная будет видна,  как из пещеры. Если вдали от дыры
приближение к ней на 1 км уменьшало длину  орбиты  на  6,2832  км
(два числа "пи"), то ближе к дыре это уменьшение будет всё меньше
и меньше из-за искривления пространства (пространство вблизи дыры
растянуто по направлению к дыре).  Подобная дыра будет  "глотать"
звёзды целиком,  а разрывать их уже за горизонтом событий. [Такие
гигантские чёрные дыры недавно открыты. Они располагаются в цент-
рах  некоторых  спиральных  и гигантских эллиптических галактик -
см. конспект "Звёздные системы"].
   Из-за релятивистских  эффектов  орбиты в непосредственной бли-
зости от чёрной дыры неустойчивы. Так, например, для невращающей-
ся чёрной дыры радиус последней устойчивой орбиты в три раза пре-
восходит гравитационный радиус дыры [Черепащук, Чернин, 2007].
   Чёрные дыры могут сближаться и сливаться,  и тогда вблизи  них
будут  ощущаться гравитационные волны - пульсации кривизны прост-
ранства-времени (космический корабль будет трясти,  сжимать, рас-
тягивать).  В  результате  таких  слияний должны возникать дыры с
особенно быстрым вращением.  Их сплюснутость может быть  заметной
на глаз. Суммарная масса новой дыры должна быть чуть меньше суммы
исходных, т.к. часть массы уносится гравитационными волнами. [Для
гравитации "чёрные дыры" проницаемы,  и, если существуют гравито-
ны,  то не могут ли они передвигаться быстрее скорости света, что
и препятствует их  непосредственному  обнаружению  в  Наблюдаемой
Вселенной, где такая скорость "запрещена"? - Ю.Н.].
   Энергией вращения чёрных дыр в принципе можно воспользоваться:
если  построить  кольцо вокруг экватора и внедриться под горизонт
событий магнитным полем, то от экватора потечёт электрический ток
в кольцо,  а от кольца - к полюсам...  [Торн, 1988]. [Значит, для
магнитного поля "чёрные дыры" тоже проницаемы? - Ю.Н.].
   Статью К.С.Торна можно дополнить некоторыми интересными сведе-
ниями из книги Стивена Хокинга "Краткая история времени от  Боль-
шого взрыва до чёрных дыр" [2000]. На горизонте событий лучи све-
та не приближаются друг к другу и не пересекаются. Площадь чёрной
дыры никогда не уменьшается (в противном случае лучи бы пересека-
лись).  При слиянии чёрных дыр площадь горизонта событий будет не
меньше суммы площадей исходных чёрных дыр. Таким образом, площадь
чёрной дыры ведёт себя сходно с энтропией (мерой беспорядка), ко-
торая тоже никогда не уменьшается (например,  при соединении двух
контор в одну беспорядок увеличивается).  Поэтому предложено счи-
тать эту площадь мерой энтропии чёрной дыры. Если не считать пло-
щадь горизонта событий мерой энтропии,  нарушается  второй  закон
термодинамики. Получится,  что  можно  бросить  коробок с газом в
чёрную дыру,  и упорядоченность вне дыры увеличится, а скомпенси-
рована будет неизвестно чем,  т.к. внутрь дыры не заглянешь. Зна-
чит,  должен  быть  видимый показатель меры энтропии,  а им может
быть только площадь горизонта событий, которая чуть-чуть увеличи-
лась от брошенного в дыру коробка.
   С.Хокинг рассматривает  также интересную теоретическую возмож-
ность испарения и взрыва чёрных дыр.  Он утверждает,  что в  силу
квантово-механического принципа   неопределённости   чёрные  дыры
должны рождать и излучать частицы, но не из самих дыр, а из "пус-
того" пространства перед ними.  В результате квантовых флуктуаций
гравитационного и электромагнитного полей  там  должны  рождаться
пары частица-античастица  с положительной и отрицательной энерги-
ей. Частицы с отрицательной энергией могут быть только  виртуаль-
ными и  короткоживущими.  Гравитационное  поле вблизи чёрной дыры
столь велико,  что даже реальная частица может иметь там  отрица-
тельную энергию. Виртуальная частица может упасть в чёрную дыру и
там  превратиться  в реальную частицу или античастицу.  Покинутый
партнёр может либо тоже упасть,  либо уйти от горизонта событий в
виде частицы или античастицы с положительной энергией.  Получает-
ся,  что в дыру направлен поток отрицательной энергии, но энергия
равна  произведению массы на квадрат скорости света,  т.е.  поток
отрицательной энергии,  входящий в дыру,  уменьшает  её  массу  и
уменьшает  горизонт событий!  Второй закон термодинамики при этом
не нарушается,  т.к. уменьшение энтропии компенсируется энтропией
испущенного излучения.  Для нас в данном случае важен теоретичес-
кий вывод:  масса чёрной дыры в принципе может уменьшаться,  т.е.
чёрная дыра может испаряться.  В настоящее время подобное испаре-
ние [больших чёрных дыр - Ю.Н.] не происходит, т.к. это - медлен-
ный процесс,  и он многократно компенсируется падением новых пор-
ций вещества из  "нашего"  мира.  Кроме  того,  Вселенная  должна
чуть-чуть подостыть - см.  ниже. [Чтоб остановить рост чёрных дыр
и дождаться их испарения, нужна целенаправленная деятельность ра-
зумных существ Вселенной,  которые каким-то образом удалят из ок-
рестностей дыр всё,  что может в них свалится,  в т.ч. реликтовое
излучение (Ю.Н.)].
   Но опять  передадим  слово Хокингу...  Он утверждает,  что чем
меньше масса чёрной дыры, тем выше её температура. Это вполне по-
нятное  утверждение:  о  температуре  дыры можно судить только по
температуре исходящего потока частиц,  которые рождаются близ го-
ризонта  событий,  а этот поток тем горячее,  чем меньше дыра его
затормозила,  т.е.  чем она "легче".  Но тогда получается, что по
мере испарения чёрной дыры,  она всё сильнее и сильнее разогрева-
ется. А по мере разогревания возрастает не только температура из-
лучения, но и его интенсивность.  Значит, потеря массы дыры может
происходить  со всё возрастающей скоростью.  Ну а что произойдёт,
когда масса дыры станет сравнительно маленькой? Достоверно мы это
не знаем,  т.к.  не знаем,  что происходит внутри дыры.  Но можно
предположить,  что дыра полностью исчезнет в  гигантской  вспышке
излучения. [Может быть, сходную природу имел Большой взрыв, поро-
дивший Наблюдаемую Вселенную, хотя масса там не была маленькой? -
Ю.Н.].
   В настоящее время температура чёрных дыр с массой в  несколько
"солнц", т.е. температура минимальных по массе дыр, составляет не
более 1/10000000 градуса выше абсолютного нуля.  А  большие  дыры
ещё холоднее.  Что же касается микроволнового реликтового излуче-
ния,  которое заполняет Наблюдаемую Вселенную, то его температура
значительно  выше  - 2,7 градусов выше абсолютного нуля.  В такой
ситуации [большие] чёрные дыры не могут излучать больше  энергии,
чем поглощать. Значит, в настоящее время испарение и взрыв чёрных
дыр не могут происходить.  Дыры будут расти ещё очень долгое вре-
мя.
   Но если Наблюдаемая Вселенная будет и дальше расширяться, тем-
пература микроволнового излучения,  обусловленного Большим  взры-
вом, в конце концов упадёт ниже температуры чёрных дыр. Тогда ды-
ры начнут терять массу.  Хокинг указывает,  что дыры такого мини-
мального размера испарятся за 10 в 66-й степени лет, т.е. за вре-
мя, которое несоизмеримо больше времени существования Наблюдаемой
Вселенной.  [Получается,  что  во Вселенной протекают циклические
процессы,  и мы живём в одно из первых мгновений такого грандиоз-
ного цикла, т.е. чёрные дыры и реликтовое излучение "говорят" нам
об исключительной молодости Наблюдаемой Вселенной (Ю.Н.)].
   Говоря о чёрных дырах,  можно сделать ещё несколько терминоло-
гических и т.п.  дополнений. Гравитационный, или шварцшильдовский
радиус  чёрной горы совпадает с горизонтом событий только для тех
случаев,  когда дыра не вращается вокруг своей оси. В случае вра-
щения  горизонт событий меньше гравитационного радиуса,  и прост-
ранство между ними называется эргосферой.  Эргосфера наиболее ши-
рока на экваторе и утончается до нуля близ полюсов. Вихревое гра-
витационное поле дыры вынуждает все тела в  эргосфере  непрерывно
двигаться. Именно из эргосферы можно извлекать энергию тем спосо-
бом, который описан выше [Черепащук, 2006].
   Строго говоря, все чёрные дыры являются лишь "практически чёр-
ными дырами",  так как из-за замедления времени имеют лишь "прак-
тический горизонт событий". Впрочем, уже в первые секунды коллап-
са  видимая поверхность звезды подходит к горизонту событий очень
близко [Черепащук,  2006].  По сути это означает, что для системы
отсчёта внешнего налюдателя нет ухода вещества в чёрную дыру, так
как это событие может произойти только за пределами вечности. Нет
и самих чёрных дыр,  так как для их образования необходимо время,
превышающее вечность.  Но,  конечно,  космический корабль в своей
системе координат может быстро провалиться в такую дыру,  так как
вечность Нашей Вселенной пролетит для него за мгновение и  насту-
пит  что-то другое за пределами вечности - "космонавт увидит дру-
гую Вселенную и даже  своё  будущее"  [Черепащук,  Чернин,  2007,
с.111].
   Интересные эффекты возникают, если вещество перетекает на чёр-
ную дыру со звезды-спутника.  Образуется аккреционный диск, излу-
чающий рентгеновские волны.  Рентгеновское излучение особенно ве-
лико в  тех случаях,  когда чёрная дыра вращается и излучает всей
эргосферой.
   В настоящее время в Нашей Галактике  известно  довольно  много
объектов, которые с большой долей вероятности можно отнести к ка-
тегории чёрных дыр. Хотя сами "дыры" не видны, мы можем судить об
их наличии по косвенным признакам:  по  специфическому  излучению
падающих  в "дыру" и сталкивающихся частиц вещества;  по быстрому
вращению звёзд и газа вблизи "дыры",  по аккреционному  диску  из
разорванных звёзд и т.д.  [Сурдин, 2002а; др.]. Предложен, к при-
меру,  и такой способ:  вычислено,  что при  приближении  двойной
звезды к массивной "чёрной дыре" одна из звёзд должна поглощаться
"дырой",  другая - выбрасываться со скоростью около 4000 км/с, а,
значит, нужен поиск сверхбыстрых звёзд и определение точек, отку-
да они вылетели [Рис, 1991].
   Согласно заметке  "Чёрная  дыра в Галактике?" [1992],  в Нашей
звёздной системе к началу 1990-х годов были известны три кандида-
та  в  "чёрные дыры" (помимо хорошо изученной гигантской "дыры" в
центре Галактики).  Позднее был открыт ещё ряд подобных  объектов
[Сурдин, 2002а]. Как правило, это системы из двух звёзд, из кото-
рых одна быстро вращается вокруг невидимой соседки.
   Система Лебедь  X-1  - это один из первых и наиболее вероятный
претендент в системы,  членом которых является  сравнительно  не-
большая чёрная дыра, т.е. чёрная дыра звездоподобной массы. В те-
лескоп видна звезда, вращающаяся вокруг своего невидимого партнё-
ра массой примерно в 6 солнечных, т.е. невидимый партнёр - это не
белый карлик,  не нейтронная звезда,  а,  вероятнее всего, именно
чёрная  дыра.  Кроме того,  эта система - мощный источник рентге-
новского излучения. Можно предположить, что с поверхности видимой
звезды "сдувается" вещество и по спирали (как вытекающая из ванны
вода) падает в чёрную дыру. По пути разогревшаяся струя испускает
рентгеновские лучи [Чёрная дыра в Галактике? 1992].
   Известно ещё несколько таких систем в Нашей Галактике и Магел-
лановых Облаках [Хокинг, 2000]. В космический телескоп им. Хаббла
удалось увидеть,  как два газовых сгустка исчезли в дыре  [беско-
нечно близко приблизились к горизонту событий и стали практически
невидимыми - Ю.Н.]:  зафиксированы регулярные затухающие последо-
вательности  из  6-7  импульсов ультрафиолетового излучения общей
продолжительностью около 0,2 секунды [Вибе, 2001а].
   Кроме того, изучались 12 систем, в которых новая звезда враща-
ется вокруг более массивного спутника.  6 из них - с  нейтронными
звёздами, а 6 - с объектами массивней нейтронных звёзд. Системы с
нейтронными звёздами ярко  светились  в  рентгеновском  диапазоне
из-за  падения вещества новой звезды на главную звезду,  а свети-
мость систем с предполагаемыми чёрными дырами оказалась в 100 раз
меньше,  т.е.  падающее вещество проваливалось под ГОРИЗОНТ СОБЫ-
ТИЙ, унося с собой всю свою энергию [Вибе, 2001а]. Точнее - пада-
ющее  вещество бесконечно близко приближалось к горизонту событий
[Ю.Н.].
   Другие первоначальные кандидаты в "дыры" - А620-00 в Единороге
и V404 в Лебеде.  Последняя "дыра" находится в 5 тысячах световых
лет от нас, где, если верить заметке 1992 г., в 1989 г. вспыхнула
сверхновая  [очень странная информация,  т.к.  сверхновые в Нашей
Галактике вроде бы не вспыхивали после 1604 г.,  но, конечно, та-
кое  событие  могло  произойти  за густыми облаками газа и пыли -
Ю.Н.].  Там вокруг чёрной дыры массой 15,6 солнечных со скоростью
210  км/с "бегает" звезда массой 6,3 солнечных и делает оборот за
6,47 секунд [Чёрная дыра в Галактике?  1992].  По  более  поздним
данным  масса  этой  "дыры"  составляет  8-12  солнечных [Сурдин,
2002а].
   С.Хокинг и Л.Млодинов [2007] в книге,  опубликованной на  анг-
лийском языке в 2005 г.,  утверждают,  что чёрные дыры достаточно
обычны: "Один спутник отыскал 1500 чёрных дыр на сравнительно не-
большом участке неба" [с.90].
   Всё это, вероятно, примеры чёрных дыр звёздного происхождения.
Их массы лежат в пределах от 4 до 16 солнечных, в среднем - 8-10.
Типичный  радиус  - порядка 30 км.  В Нашей Галактике должно быть
примерно 10 миллионов таких объектов (на 4  порядка  меньше,  чем
обычных звёзд),  а их масса должна составлять 0,1%  системы,  или
100 миллионов солнечных масс [Черепащук, 2006; Черепащук, Чернин,
2007]. Примечательно, что в интервале масс от 2 до 4 солнечных ни
нейтронные звёзды,  ни чёрные дыры не обнаружены,  хотя  измерены
массы уже около 40 таких объектов [Черепащук, Чернин, 2007].
   Кроме того, как уже упоминалось, в центрах галактик бывают ги-
гантские чёрные дыры массой во многие тысячи или миллионы солнеч-
ных. Такая дыра есть в центре Нашей Галактики [Сурдин, 2001г] и в
центре Галактики Андромеды [Рис, 1991]. К объектам подобного рода
принадлежат и квазары с чёрными дырами, поглощающими огромное ко-
личество газа [Рис, 1991]. В недавнее время вроде бы открыты так-
же чёрные дыры в центре шаровых скоплений.  Они  промежуточны  по
массе  между  звёздными и галактическими "дырами" [Вибе,  2003д].
Теоретически могут быть также чёрные дыры промежуточной  массы  в
околоядерных  областях галактик и в областях усиленного звездооб-
разования, но серьёзных данных в пользу их существования пока нет
[Черепащук, 2006]. Все подобные объекты целесообразней рассматри-
вать в рамках галактической астрономии. Тем не менее, можно пред-
положить, что гигантские чёрные дыры (вторичные чёрные дыры) воз-
никают в  результате  постепенного  роста  первичных  чёрных  дыр
звёздного  происхождения  или  в  результате многих слияний таких
чёрных дыр [Ю.Н.].  Но, конечно, они могли произойти и особым пу-
тём: например, в результате падения газа в центр системы при гра-
витационном коллапсе протогалактических облаков,  хотя и  в  этом
случае  в  этом центре в какой-то момент возникал массивный и ко-
роткоживущий звездообразный объект [Ю.Н.].
   Отдельно рассматриваются также первичные чёрные дыры,  которые
теоретически  могли  образоваться  на ранних стадиях формирования
Вселенной.  До нашего времени могли "дожить" лишь подобные дыры с
массой более 10 в 12-й степени кг из-за квантового испарения [Че-
репащук, 2006; Черепащук, Чернин, 2007]. [Напоминаю, что темпера-
тура  Наблюдаемой Вселенной слишком высока для квантового испаре-
ния крупных чёрных дыр - Ю.Н.].
   К 2006 г.  было открыто более трёх сотен кандидатов  в  чёрные
дыры, в связи с чем родилась новая область астрофизики - демогра-
фия чёрных дыр [Черепащук, 2006]. Мы знаем примерно 20 чёрных дыр
массы 4-15 солнечной в рентгеновских двойных системах и 3 одиноч-
ные чёрные дыры.  В первом случае вещество от нормальной оптичес-
кой звезды падает в чёрную дыру,  образуя перед этим аккреционный
диск с мощным рентгеновским излучением,  которое особенно велико,
если  чёрная  дыра вращается [Черепащук,  2006].  Но больше всего
чёрных дыр (более 300) известны в ядрах галактик.  Их массы лежат
в интервале 10 в 6-9-й степени солнечных масс.
   С чёрными   дырами  связано  понятие  "мост  Эйнштейна-Розена"
(1935). Им обозначаются гипотетические трубки пространства-време-
ни,  соединяющие две чёрные дыры. Теперь чаще говорят о "кротовых
норах", понимая под ними аналогичные трубки, которые могут соеди-
нять между собой любые части пространства-времени [Хокинг, Млоди-
нов, 2007].

                          МИКРОКВАЗАРЫ

   Микроквазарами называют двойные звёздные системы, спорадически
выбрасывающие вещество  с  околосветовой  или  даже  с  кажущейся
сверхсветовой скоростью, чем они в миниатюре напоминают настоящие
квазары.  В таких системах вещество с нормальной звезды падает по
спирали на нейтронную звезду или на чёрную дыру, образуя аккреци-
онный диск.  В центре диска создаются условия для выброса газовых
струй вдоль оси вращения диска [Сурдин, 2002а]. Так возникают два
разнонаправленных  джета  -  струйных  выброса длиной в несколько
световых лет [Бескин,  2007].  Напомню, что квазарами (настоящими
квазарами) называются активные галактические ядра,  и разговор об
этих объектах ведётся в конспекте о галактиках.
   Первый микроквазар открыт в 1979  г.  американцем  Маргоном  с
сотрудниками. Точнее, обнаружено было строго периодическое (с пе-
риодом 162,5 суток) и весьма значительное (около тысячи ангстрем)
перемещение линий излучения водорода и гелия в оптическом спектре
объекта SS433. Гипотеза искусственного происхождения сигналов бы-
ла быстро отброшена, так как наблюдавшуюся картину удалось объяс-
нить прецессией узконаправленных выбросов вещества,  имеющих ско-
рость 80 000 км/с.  В 1980 г. в данной системе были открыты опти-
ческие затмения с периодом 13,1 суток,  что  полностью  прояснило
природу объекта. Таких микроквазаров в рубежу 20-21 веков найдено
было около десятка [Черепащук, Чернин, 2007].
   Хорошим примером  микроквазара является переменный рентгеновс-
кий источник GRS 1915+105.  Это двойная система,  расположенная в
созвездии Орла близ галактического экватора в 40 тысячах световых
лет от нас.  Она обнаружена в 1994 г.  российской космической об-
серваторией ГРАНАТ.  Из-за пыли, характерной для плоскости галак-
тического экватора,  система видна только в инфракрасных лучах. В
2000  г.  доказано,  что в системе имеется чёрная дыра,  по массе
превышающая Солнце в 14 раз.  Такие крупные "дыры" звёздного про-
исхождения ранее не были известны.  Вокруг "дыры" с периодом при-
мерно в 33,5 земных суток и скоростью примерно 140 км/с вращается
красный гигант с массой чуть более солнечной.  Расширившиеся слои
этой звезды почти соприкоснулись с "дырой" и затягиваются в  неё,
образуя ярко светящийся аккреционный диск. Масса этой чёрной дыры
заметно превышает теоретически возможную,  которая составляет  не
более 10 солнечных (т.к. при взрыве сверхновой значительная часть
вещества разлетается).  Поэтому можно предположить,  что ранее  в
системе были и другие звёзды, которые уже поглощены "дырой" [Сур-
дин, 2002а].


                    КАК ЭВОЛЮЦИОНИРУЮТ ЗВЁЗДЫ

                                          Всю молодость без толка
                                          растратила на свет,
                                          и жить
                                                осталось только
                                          ей 300 000 лет.

                                                   Семён Кирсанов

                            Вселенная - не строй, не организм,
                            А водопад сгорающих миров,
                            Где солнечная заверть - только случай
                            Посереди необратимых струй.

                                              Максимилиан Волошин
                                              ["Космос", 1923]

   Только что родившаяся звезда на 73-75%  состоит из водорода и,
пройдя стадию гравитационного сжатия,  светится за счёт того, что
водород в её центральной части (в ядре) претерпевает термоядерное
превращение в гелий,  которого изначально порядка 25%. Иногда го-
ворят, что водород "горит", "перегорает" в гелий. Но, разумеется,
это лишь образное выражение,  так как никакого кислорода, требуе-
мого для реакции горения, в звёздах поначалу нет. Суть происходя-
щего в том, что под действием гравитационного сжатия недра звезды
(или недра протозвезды,  возникшей из газопылевого облака) нагре-
лись до такой температуры, что положительно заряженные ядра водо-
рода (протоны) преодолели взаимное отталкивание,  начали на боль-
шой скорости сталкиваться друг с другом и слипаться в ядра гелия.
Выделившаяся  при этой термоядерной реакции энергия так разогрела
ядро звезды,  что гравитационное сжатие уравновесилось  огромными
скоростями частиц раскалённого вещества.  До тех пор,  пока водо-
родное "топливо" в ядре звезды не кончится,  она будет оставаться
в относительно стабильном положении. Тем не менее, количественные
изменения происходить будут.  В ядре будет возрастать доля гелия,
оно  будет становиться тяжелее и компактнее,  от этого будет воз-
растать его температура, из-за роста температуры термоядерная ре-
акция  будет  ускоряться,  объём внешних оболочек будет чуть-чуть
увеличиваться из-за их разогревания, светимость звезды будет пос-
тепенно возрастать [Бете,  Браун,  2000].  Что-то вроде начальной
стадии взрыва в замедленной съёмке!  Параллельно  идут  и  другие
процессы: хаотическая поверхностная активность сменяется коротко-
периодической и через миллиард лет циклом типа солнечного  [Кацо-
ва,  Лившиц, 1998], вращение звезды вокруг оси несколько замедля-
ется (см.  очерк об эволюции Солнца), сплюснутость падает, звезда
очень  медленно  теряет  массу (частицы уносятся в виде звёздного
ветра), планеты из-за уменьшения массы звезды чуть-чуть отодвига-
ются от неё. Это самый долгий этап в жизни звезды. Так, например,
наше Солнце пребывает в таком состоянии уже  около  5  миллиардов
лет и ещё такое же время должно меняться лишь количественно.  Та-
ковы звёзды Главной последовательности на  диаграмме  "температу-
ра-светимость". Все они "сжигают" свой водород.
   К концу  этого периода весь водород в ядре звезды превращается
в гелий,  и его горение здесь прекращается.  Ядро вроде бы  может
остыть, но, конечно, не остывает, а только сжимается под действи-
ем гравитации.  Давление в центральной части звезды  из-за  этого
сжатия возрастает, и тогда в прилегающих к ядру слоях тоже дости-
гается температура "горения" водорода. Термоядерная реакция начи-
нает идти вне ядра, в его оболочке, постепенно захватывая всё бо-
лее удалённые от центра слои.  Внешние слои от этого разогрева во
много раз расширяются,  т.е. объём звезды и её светимость возрас-
тают.  Звезда становится гигантской. "Горение" водорода сопровож-
дается  увеличением  массы гелиевого ядра,  всё быстрее и быстрее
растут давление и температура в центре звезды.
   В какой-то момент в самом центре гелиевого  ядра,  если  масса
звезды  достаточно велика,  достигается температура,  при которой
гелий "вспыхивает", т.е. ядра гелия начинают превращаться в более
тяжёлые ядра.  В основном, образуются ядра углерода, но также ка-
кое-то количество кислорода и других элементов.  Эти относительно
тяжёлые элементы скапливаются в центре звезды,  формируя её угле-
родное ядро внутри гелиевого ядра.  Слоевой источник термоядерной
реакции  (водородный)  на  какое-то  время отключается,  и звезда
уменьшается в размерах.
   При дальнейшем  разогревании в центре звезды (если звезда дос-
таточно массивна) последовательно  начинаются  реакции  "горения"
углерода  с  образованием  неона,  "горения" неона с образованием
кислорода,  "горения" кислорода с образованием  кремния  и  серы,
"горения"  кремния с образованием железа.  В небольшом количестве
образуются и другие элементы.  Звезда превращается в многослойную
"луковицу", в центре которой находится железное ядро, поверх него
- слой кремния и серы,  далее - слои кислорода,  неона, углерода,
гелия,  водорода... В каждом слое идут свои термоядерные реакции,
и звезда "раздувается"  до  огромных  размеров.  Только  железная
"сердцевина"  не  вступает в дальнейшую "переделку" своих атомных
ядер.  Дело в том, что ядра железа прочнее других атомных ядер, и
при  дальнейшем  синтезе энергия не выделялась бы,  а поглощалась
[Бете, Браун, 2000].
   Железное ядро вырастает до какого-то предела, а потом оказыва-
ется раздавлено своей собственной массой,  падает  само  на  себя
(иными словами - вещество ядра падает внутрь него).  Это приводит
к вспышке сверхновой звезды, т.е. звезда взрывается, а остатки её
ядра  переходят  в  столь  специфическое  сверхплотное  состояние
(нейтронная звезда,  чёрная дыра),  что в обычном смысле  звездой
уже не являются.  Детали звёздной "смерти" рассматриваются в сле-
дующей главе, а данные страницы целесообразно посвятить специфике
развития звёзд в зависимости от их массы.
   Дело в том, что далеко не каждая звезда проходит все описанные
этапы. Сделать "карьеру", последовательно побывав водородной, ге-
лиевой, углеродной,  неоновой, кислородной и, наконец, кремниевой
звездой удаётся только тем "счастливчикам", которые родились осо-
бенно массивными. Остальные хоть и живут дольше, но в "карьерном"
смысле  "сходят с дистанции" гораздо раньше,  превращаясь в белые
карлики. Так, например, нашему Солнцу, водородной звезде, суждено
"дослужиться"  только  до  гелиевой  стадии,  после чего придётся
сбросить оболочку и "выйти на пенсию".
   Чем массивнее звезда,  тем быстрее она проходит стадию за ста-
дией.  Наше Солнце "занято" сжиганием водорода в ядре уже почти 5
миллиардов лет и будет жечь его там столь же долго, после чего на
6,4 миллиарда лет "займётся" водородом в оболочке ядра. На сжига-
ние гелия в ядре оно "потратит" почти полтора миллиарда лет, пос-
ле чего закончит жизнь белым карликом. А вот звезда, которая в 25
раз массивнее Солнца, может прожить лишь семь с половиной миллио-
нов лет,  т.е.  в 2 тысячи раз меньше Солнца! 7 миллионов лет она
будет расходовать водород,  примерно 500 тысяч лет -  гелий,  600
лет  -  углерод,  1 год - неон,  6 месяцев - кислород,  1 сутки -
кремний, после чего железное ядро в течение 1 секунды упадёт само
на себя, что приведёт к гибели звезды. Ситуацию можно представить
в виде правила: если звезда в 10 раз массивнее, она эволюциониру-
ет в 1000 раз быстрее [Бете, Браун, 1985]. Ниже в качестве приме-
ра приводится также эволюция звезды массой в 18 солнц (см. раздел
"Интересные звёзды других галактик").
   Наверное, читатель уже заметил,  что каждый последующий период
в жизни звезды во много раз короче предыдущего.  Ядро  всё  время
сжимается,  причём со всё возрастающей скоростью, и, в конце кон-
цов,  стремительно падает на себя.  Что же касается внешних слоёв
звезды,  то  они почти всё время расширяются,  причём тоже со всё
возрастающей скоростью,  и,  наконец, разлетаются во все стороны.
Ситуация напоминает замедленную кинодемонстрацию взрыва.  Звёзды,
таким образом, если рассматривать их в больших масштабах времени,
-  это нестабильные структуры.  Но в масштабах человеческой жизни
они вполне стабильны,  если это, конечно, не неоновые и не кисло-
родные звёзды.
   Описанную картину можно детализировать некоторыми  указаниями.
Когда звезда проходит стадию горения водорода и гелия в оболочке,
она нестабильна.  Имеет значение скорость поступления водорода  и
гелия в тонкий слой с соответствующей температурой,  и при исчер-
пании "топлива" горение временно прекращается. Кроме того, термо-
ядерная реакция в каком-либо из слоёв приводит к расширению звез-
ды и падению давления, а потому другой слой гаснет, т.е. наблюда-
ются  попеременные  вспышки  горения  водорода и гелия [Клочкова,
Панчук, 2002].  Звезда в этом неустойчивом состоянии находится на
асимптотической ветви гигантов. Это физически переменная звезда.


                       КАК УМИРАЮТ ЗВЁЗДЫ

               Нам плевать из космоса на взрывы всех сверхновых -
               На Земле бывало веселей!
                                                Владимир Высоцкий

                                   Меня оледенила жалость!
                                   Над
                                     потемневшею листвой
                                   звезда-гигант внезапно сжалась
                                   и стала карлицей-звездой.
                                   Она сжимается и стынет
                                   и уплывает
                                            в те миры,
                                   где грустно носятся в пустыне,
                                   как луны,
                                           мёртвые шары.

                                                   Семён Кирсанов

   Когда термоядерное топливо истощается,  недра звезды  начинают
охлаждаться и  не  могут  противостоять  гравитационному  сжатию.
Звезда коллапсирует,  т.е.  её вещество падает внутрь.  При  этом
иногда  наблюдаются  вспышка  сверхновой звезды или другие бурные
явления.  Сверхновая звезда может засиять ярче миллиардов обычных
звёзд  и  выделить примерно столько же световой энергии,  сколько
наше Солнце выделяет за миллиард лет. Кинетическая энергия разле-
тающегося вещества может превосходить энергию света в 10 раз. Ещё
в 10 раз больше  энергии  может  унести  нейтрино  [Бете,  Браун,
1985].
   За последнее  тысячелетие  в  Нашей Галактике вспыхнули только
пять сверхновых (1006,  1054,  1181,  1572, 1604) [Природа, 1985,
N10;  др.]. По крайней мере, столько их отмечено в письменных ис-
точниках (ещё какие-то могли быть не отмечены или  взорваться  за
густыми  газопылевыми  облаками).  Взрывы  сверхновых могут иметь
серьёзные последствия для жизни на нашей планете.  "Недавно  было
высказано  предположение,  что происшедшее два миллиона лет назад
вымирание морских организмов было вызвано всплекском космического
излучения, порождённого вспышкой сверхновой вблизи от Земли" [Хо-
кинг, Млодинов, 2007, с.94]. Сейчас астрономам каждый год удаётся
наблюдать  до  10 вспышек сверхновых в других галактиках.  Тем не
менее, такие вспышки - это всё равно редкое явление. Чаще внешние
оболочки звезды сбрасываются без столь мощного взрыва. Или звезда
"умирает"  ещё  спокойнее.  Итак,  возможны  несколько  сценариев
звёздного коллапса. Рассмотрим их по отдельности.

   ТИХОЕ УГАСАНИЕ свойственно звёздам с массой менее 0,8  солнеч-
ной.  Тихо  угасают  карликовые  звёзды (все красные и коричневые
карлики,  а также, наверное, часть оранжевых карликов). Они прев-
ращаются в "прохладные" гелиево-водородные шары вроде Юпитера, но
всё-таки во много раз больше его (в чёрные карлики).  Разумеется,
этот процесс происходит очень медленно,  так как звезда после ис-
черпания термоядерного топлива ещё очень  долго  светит  за  счёт
постепенного гравитационного сжатия. Наша область Вселенной столь
молода, что, наверное, тихо угасших звёзд пока ещё нет.

   КОЛЛАПС С  ОБРАЗОВАНИЕМ  БЕЛОГО КАРЛИКА характерен для звёзд с
массой от 0,8 до 8 солнечных [Соукер,  1992]. "Выгоревшие" звёзды
сбрасывают  свою оболочку,  из которой образуется планетарная ту-
манность из пыли и газа. Это происходит следующим образом. Пока в
ядре "горел" гелий, который превращался в углерод, высокая темпе-
ратура ядра (т.е.  большая скорость частиц) препятствовала грави-
тационному сжатию ядра. Когда гелий в ядре закончился, остывающее
углеродное ядро стало  постепенно  сжиматься,  увлекая  за  собой
внутрь  звезды  гелий (а также водород) из наружных слоёв.  Тогда
этот новый гелий "загорелся" в оболочке,  и оболочка стала с  ог-
ромной скоростью расширяться.  Оказалось,  что сравнительно "лёг-
кая" звезда не может удержать разлетающуюся оболочку, и она прев-
ращается в так называемую планетарную туманность. Раньше считали,
что из таких туманностей образуются планеты.  Оказалось,  что это
не  так:  подобные туманности расширяются и рассеиваются в прост-
ранстве, но название сохранилось. Скорость расширения планетарных
туманностей составляет от 5 до 100 км/с,  а в среднем -  20  км/с
[Соукер, 1992]. (О планетарных туманностях - см. конспект "Звёзд-
ные системы"). Ядро звезды продолжает сжиматься, т.е. коллапсиру-
ет с образованием бело-голубого карлика, который после некоторого
остывания становится белым карликом. Молодые белые карлики скрыты
в пылевом коконе,  который ещё не успел превратиться в хорошо за-
метную планетарную туманность.  Вспышки сверхновой при таком кол-
лапсе  не  происходит,  и  этот сценарий окончания активной жизни
звезды очень распространён.  Белые карлики описаны выше,  и можно
только напомнить, что по объёму они соразмерны нашей планете, что
атомы в них укомплектованы максимально плотно, что вещество сжато
до плотностей в полтора миллиарда раз больше, чем у воды, и что в
относительно стабильном состоянии эти звёзды удерживаются за счёт
отталкивания тесно прижатых друг к другу электронов.
   Если звезда изначально была массивней, то термоядерная реакция
заканчивается не на стадии горения гелия,  а позже (например,  на
стадии горения углерода),  но это не принципиально меняет  судьбу
звезды.
   Белые карлики "тлеют" неопределённо долгое время и светятся за
счёт очень медленного гравитационного сжатия. Но в некоторых осо-
бых  случаях они быстро коллапсируют и взрываются с полным разру-
шением.

   КОЛЛАПС БЕЛОГО  КАРЛИКА  С  ПОЛНЫМ  РАЗРУШЕНИЕМ  ЗВЕЗДЫ (ВЗРЫВ
СВЕРХНОВОЙ I ТИПА) бывает в том случае, если белый карлик перетя-
нет со спутника вещество до критической массы,  составляющей 1,44
солнечной.  Эта масса называется чандрасекаровской по  имени  ин-
дийского математика Субраманьяна Чандрасекара,  вычислившего её и
открывшего возможность коллапса.  При такой массе взаимное оттал-
кивание  электронов  уже не может препятствовать гравитации.  Это
приводит к внезапному падению вещества внуть  звезды,  к  резкому
сжатию звезды и увеличению температуры,  "вспыхиванию" углерода в
центре звезды и его "сгоранию" в идущей наружу волне. И хотя тер-
моядерное "горение" углерода не совсем взрывное (не детонация,  а
дефлаграция,  т.е. дозвуковое "горение"), звезда полностью разру-
шается и её остатки разлетаются во все стороны со скоростью 10000
км/с [Бете,  Браун, 1985; Сьюард и др., 1985]. Этот механизм изу-
чен в 1960 г.  Хойлом и Фаулером и носит название взрыва сверхно-
вой звезды I типа.
   Все взрывы  звёзд  этого  типа в первом приближении одинаковы:
три недели светимость растёт, а потом постепенно падает в течение
6 месяцев или чуть более долгого времени [Бете, Браун, 1985]. По-
этому по вспышкам сверхновых I типа можно  определять  расстояния
до других галактик,  т.к.  такие вспышки видны издалека, а их ис-
тинную яркость  мы знаем.
   Линии водорода в спектрах сверхновых I типа всегда  отсутству-
ют, так как водород в них давно "выгорел". Эти сверхновые вспыхи-
вают в галактиках всех типов,  так как везде есть  белые  карлики
[Ефремов, 2005].
   Недавно, однако, выяснилось, что эти сверхновые взрываются не-
симметрично (хотя бы потому,  что у них есть близкий спутник),  и
их яркость на 10% зависит от того, с какой стороны видеть вспышку
[Сверхновые типа Ia взрываются несимметрично,  2004]. Для опреде-
ления расстояний лучше измерять блеск этих сверхновых не в момент
максимума яркости,  а через одну-две недели спустя, когда видимая
поверхность оболочки становится почти сферической.
   Возможность наблюдать очень далёкие сверхновые I типа помогает
изучать скорость расширения Вселенной в разные эпохи  (светимость
звезды говорит о расстоянии до неё и времени события,  а цвет - о
скорости её удаления).  Так было  открыто  замедление  расширения
Вселенной  в первые 8,7 млрд.  лет и ускорение этого расширения в
последние 5 млрд.  лет,  т.е.  "Второй Большой взрыв" (см.  ниже)
[Далёкие сверхновые и "тёмная материя", 2004].
   Взрывы всех сверхновых,  как выяснено на рубеже 20-го и  21-го
веков,  начинаются с рентгеновской вспышки,  но впервые этот этап
удалось пронаблюдать лишь 9 января 2008 г.  (американка  А.Содер-
берг  и  её коллеги).  В рентгеновский телескоп велись наблюдения
другой сверхновой, и в этот момент на 400 секунд вспыхнула звезда
SN 2008D (Ibc) в галактике NGC 2770.  Через полтора часа появился
быстро разгорающийся источник оптического  излучения.  Оптическое
излучение,  как теперь считается,  генерируется при распаде ради-
оактивного никеля в расширяющейся оболочке,  когда наиболее инте-
ресные события уже закончились [Вибе, 2008в].

   КОЛЛАПС С ОБРАЗОВАНИЕМ НЕЙТРОННОЙ ЗВЕЗДЫ присущ звёздам, кото-
рые более чем в 8 раз массивнее Солнца [Соукер,  1992]. На заклю-
чительной стадии их развития внутри кремниевой оболочки  начинает
формироваться железное ядро. Такое ядро вырастает за сутки и кол-
лапсирует менее, чем за 1 секунду, как только достигнет чандрасе-
каровского предела. Для ядра этот предел составляет от 1,2 до 1,5
массы Солнца.  Вещество падает внутрь звезды, причём отталкивание
электронов не может остановить падения.  Вещество продолжает раз-
гоняться,  падать и сжиматься до тех пор, пока не начинает сказы-
ваться  отталкивание  между  нуклонами  атомного ядра (протонами,
нейтронами).  Строго говоря,  сжатие происходит даже более  этого
предела:  падающее вещество по инерции превосходит точку равнове-
сия из-за упругости нуклонов на 50% ("максимальное стискивание").
После этого "сжатый резиновый мяч отдаёт назад",  и ударная волна
выходит во внешние слои звезды со скоростью  от  30000  до  50000
км/с. Внешние части звезды разлетаются во все стороны, а в центре
взорвавшейся области остаётся компактная нейтронная звезда [Бете,
Браун,  1985; Сьюард и др., 1985]. Это явление называется взрывом
сверхновой II типа.  Взрывы эти различны по мощности и другим па-
раметрам, т.к. взрываются звёзды различной массы и различного хи-
мического состава  [разные  источники].  Есть  указание,  что при
взрыве II типа энергии выделяется не больше, чем при взрыве I ти-
па,  т.к.  часть  энергии  поглощается  оболочкой  [Сьюард и др.,
1985],  но,  может быть,  это устаревшие сведения. Ещё важно, что
сверхновые II типа никогда не вспыхивают в эллиптических галакти-
ках,  которые состоят только из старых и маломассивных звёзд [Еф-
ремов, 2005].
   В описанном сценарии имеется ряд неясностей. В ходе астрономи-
ческих наблюдений установлено, что массивные звёзды действительно
взрываются,  в результате чего образуются расширяющиеся туманнос-
ти, а в центре остаётся быстро вращающаяся нейтронная звезда, из-
лучающая регулярные импульсы радиоволн (пульсар). Но теория пока-
зывает,  что  идущая наружу ударная волна должна расщеплять атомы
на нуклоны (протоны,  нейтроны). На это должна тратиться энергия,
в результате чего ударная волна должна  погаснуть.  Но  почему-то
этого не происходит:  ударная волна за несколько секунд достигает
поверхности ядра,  далее - поверхности звезды и сдувает  вещество
[Бете,  Браун,  1985]. Авторы рассматривают несколько гипотез для
разных масс, но они не кажутся убедительными. Возможно, в состоя-
нии "максимального стискивания" или в ходе взаимодействия ударной
волны с продолжающим падать веществом в  силу  вступают  какие-то
принципиально новые и неизвестные нам физические законы.
   В пределах Нашей Галактики связь остатков сверхновой звезды  с
пульсаром к середине 1980-х годов была известна только для Крабо-
видной туманности [Сьюард и др., 1985] - см. "Ещё некоторые инте-
ресные звёзды Нашей Галактики".
   По логике взрываться должны красные гиганты,  но,  как недавно
доказано,  перед вспышкой они могут голубеть,  так как сбрасывают
оболочку  и  обнажают  более  горячие  слои  [И вдруг погасли...,
2009].

   КОЛЛАПС С  ОБРАЗОВАНИЕМ  ЧЁРНОЙ ДЫРЫ присущ наиболее массивным
звёздам.  Он тоже называется взрывом сверхновой II типа, происхо-
дит по сходному сценарию,  но в результате него вместо нейтронной
звезды возникает чёрная дыра (см.  выше).  Это происходит  в  тех
случаях, когда масса коллапсирующей звезды столь велика, что вза-
имное отталкивание между нуклонами (протонами, нейтронами) не мо-
жет препятствовать гравитационному сжатию.  Нужно  отметить,  что
это явление в теоретическом плане менее понятно и почти не изуче-
но методами наблюдательной астрономии. Почему, например, вещество
не полностью проваливается в чёрную дыру?  Имеется ли что-то ана-
логичное "максимальному стискиванию"?  Имеется ли  идущая  наружу
ударная волна? Почему она не тормозится?
   Недавно произведены наблюдения,  из которых следует, что удар-
ная волна сверхновой рождает в расширяющейся оболочке прежней ги-
гантской звезды гамма-вспышку или рентгеновскую вспышку (см. раз-
дел о гамма-всплесках).
   Каждая сверхновая  II типа производит активного изотопа алюми-
ния (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа созда-
ёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его ин-
тенсивности рассчитано, что в Галактике менее трёх солнечных масс
данного изотопа.  Это  означает,  что  сверхновые  II типа должны
взрываться в Галактике в среднем два раза  в  столетие,  чего  не
наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не
замечались (например,  были далеко или  происходили  за  облаками
космической  пыли).  В  любом случае сверхновой звезде давно пора
взрываться... [Подсчитаны сверхновые в нашей Галактике, 2006].
   Зато недавно, 18 сентября 2006 г., была открыта самая яркая из
известных сверхновых в другой галактике.  Речь идёт о SN  2006gy,
взорвавшейся вблизи ядра активной галактики NGC 1260. Звезда отс-
тоит от ядра всего на 1 угловую секунду,  или  на  1000  световых
лет.  Её светимость нарастала очень медленно - более двух месяцев
(а не три недели, как обычно). Максимум блеска оказался ярче пре-
дыдущего рекорда и в 100 раз ярче типичной сверхновой этого вида.
Взорвалась звезда массой порядка 110 солнечных. На неё похожа Эта
Киля в Нашей Галактике,  которая тоже массивна и имеет вокруг ту-
манность. Может, и она вскоре взорвётся? [Вибе, 2007а].

   ВЗРЫВ СВЕРХНОВОЙ НЕОБЫЧНОГО ТИПА.  6.11.2009 г.  по радио было
сказано, что открыт новый тип сверхновых звёзд. Угасание происхо-
дит всего за 1 месяц (в единственном наблюдавшемся случае - за 27
дней).  В сообщении упоминалась гелиевая вспышка  на  поверхности
звезды.

             ГАММА-ВСПЛЕСКИ И РЕНТГЕНОВСКИЕ ВСПЫШКИ

   Гамма-всплески - "таинственное" явление, причину которого сна-
чала искали на Земле,  потом в Солнечной системе,  а потом во всё
более и более удалённых уголках Вселенной.  Резкие  вспышки  гам-
ма-излучения  длятся  от  долей до сотен секунд [Ефремов,  2000],
или, по другим данным, от 0,01 до 80 секунд, но обычно от 1 до 10
секунд  [Природа,  1985,  N4].  Различаются  длинные  и  короткие
всплески:  первые - более нескольких секунд (иногда до нескольких
минут),  вторые - от тысячных долей секунды до двух секунд, но не
более [Гибридный гамма-всплеск, 2007]. Все всплески всегда точеч-
ны,  а,  значит,  их  источники  не  велики по размерам [Ефремов,
2000].  Лучи приходят из любой точки неба. Они фиксируются только
космическими аппаратами, т.к. атмосфера для этих лучей непрозрач-
на. В общей сложности было выдвинуто около 40 гипотез данного яв-
ления [Природа,  1985, N4]. Первоначально гамма-всплески, которые
были открыты американским спутником для наблюдения за СССР и  Ки-
таем,  приняли  за  последствия взрывов советских бомб.  Потом их
связали со столкновением комет в облаке Оорта.  Потом  оказалось,
что  гамма-источники  находятся  вне Солнечной системы и даже вне
Галактики. Позднее  их  стали считать результатом слияния далёких
нейтронных звёзд [Трубников,  1998] или нейтронных звёзд и чёрных
дыр [Ефремов, 2000]. С этими гипотезами конкурировало представле-
ние о связи гамма-всплесков  со  взрывами  гигантских  сверхновых
звёзд, причём в пользу этой гипотезы недавно найдены очень веские
доводы [Вибе,  2003в]. Иногда длинные гамма-всплески связывают со
взрывами сверхновых,  а короткие - со слиянием перечисленных объ-
ектов [Гибридный гамма-всплеск, 2007].
   Относительно недавно  гамма-всплески  удалось  связать с очень
далёкими и слабыми галактиками, т.к. в соответствующих точках не-
ба  наблюдалось  рентгеновское  угасающее послесвечение [Ефремов,
2000].  Впервые такое послесвечение зарегистрировано  28  февраля
1997  г.  итало-голландским  спутником  "Beppo-SAX"  [Угольников,
2003].  Послесвечение обнаружено также в оптическом и радиодиапа-
зонах [Рентгеновские вспышки..., 2002]. Оптический компонент наб-
людался,  например, у мощного гамма-всплеска 23 января 1999 г. Он
зафиксирован  автоматическим телескопом ROTSE во время всплеска и
оказался столь ярким,  что его можно было бы наблюдать в бинокль.
Вскоре на месте многих послесвечений были обнаружены далёкие  га-
лактики [Угольников,  2003]. С 1997 до наших дней (до 2000-2001?)
с видимыми объектами удалось отождествить около 20 всплесков гам-
ма-излучения.  Они возникают в областях звездообразования далёких
галактик [Новикова, 2001]. Все эти всплески относятся к одному из
подклассов  -  длинным всплескам с продолжительностью более 2 се-
кунд. Их,  как уже сказано, позднее связали со вспышками сверхно-
вых.  Что же касается остальных всплесков,  то они какое-то время
не были соотнесены с какими-либо наблюдаемыми объектами и в прин-
ципе  могут  иметь иную природу [Угольников,  2003].  Как позднее
стало считаться, это слияния нейтронных звёзд друг с другом или с
чёрными  дырами.  Красное смещение изученных объектов составило в
среднем 0,835.  Энергия взрывов (с учётом расстояния)  составляет
сотни тысяч сверхновых [Ефремов, 2000]. Столько энергии Солнце не
излучило и не излучит за весь период его существования [Новикова,
2001]. Есть, правда, предположение, что при гамма-всплесках обра-
зуется узкий пучок лучей,  а,  значит, общая энергия излучения не
столь велика [Ефремов, 2005].
   31 января 2000 г. сетью международных космических зондов ("Ко-
нус",  "Ulysses", NEAR) зарегистрирован всплеск, обозначенный как
GRB 000131.  На Земле (в Чили) удалось наблюдать быстро слабеющий
точечный объект с красным смещением 4,5, т.е. объект находится на
расстоянии 90%  от общих размеров Наблюдаемой области (в 90% воз-
раста Вселенной).  Нормальная яркость  галактики,  где  произошёл
взрыв,  в  10 000 меньше зарегистрированной яркости послесвечения
взрыва [Новикова, 2001].
   В конце  1990-х  годов  был  зарегистрирован столь мощный гам-
ма-всплеск, что его уже нельзя было объяснить слиянием двух нейт-
ронных звёзд. Сначала предполагалось, что произошло падение нейт-
ронной звезды в "чёрную дыру" или даже слияние со звездой из  ан-
тивещества [Розенталь,  Трубников,  1998],  а по одной из версий,
произошёл взрыв магнитара - нейтронной звезды с необычайно мощным
магнитным   полем  [Магнетар  взорвался,  1999].
   Некоторые гамма-всплески, особенно длительные (минута и более)
вроде бы удалось связать со взрывами гигантских  сверхновых  типа
Ib/Ic (гиперновые, коллапсары) [Вибе, 2003в, 2006]. Так послесве-
чение всплеска GRB 011121,  зафиксированного 21 ноября  2001  г.,
дало кривую блеска,  сходную со взрывом сверхновой типа Ic. Кроме
того, спектр послесвечения говорил, что взорвавшийся объект окру-
жён оболочкой сброшенного вещества (ударная волна шла по среде со
спадающей плотностью). Для всплеска GRB 011211 доказано было, что
он возник в веществе, движущемся со скоростью 0,086 световой. По-
лучается,  что гамма-всплески (по крайней мере, эти два) родились
в  оболочке  сверхновой  через несколько дней после взрыва [Вибе,
2003в]. Наблюдать гамма-всплеск одновременно со вспышкой сверхно-
вой  удалось в 25 апреля 1998 г.  и 18 февраля 2006 г.,  причём в
обоих случаях это были относительно близкие и  "тусклые"  вспышки
[Вибе, 2006б].  Во  время  очень  мощного гамма-всплеска 29 марта
2003 г. (в созвездии Льва) тоже удалось обнаружить вспышку сверх-
новой и изучить её спектр [Сурдин, 2003в], хотя это менее уверен-
ное совпадение [Вибе,  2006].  Тогда расстояние  до  взорвавшейся
звезды  оказалось сравнительно небольшим - 2,65 миллиона световых
лет.  Взорвалась звезда в 25 раз массивнее Солнца.  Вокруг чёрной
дыры из-за вращения звезды возник аккреционный диск,  и вдоль его
оси сформировался двусторонний джет (выброс). Джет и звёздный ве-
тер  сорвали оболочку звезды.  Джет врезался в недавно сброшенное
звездой вещество оболочки и генерировал в нём гамма-вспышку [Сур-
дин, 2003в].
   Гамма-всплеск GRB060218 в созвездии Овна 18  февраля  2006  г.
был  интересен не только выявленной связью со вспышкой сверхновой
SN 2006aj,  но и особой длительностью - 30 минут.  Это в 100  раз
дольше,  чем обычные длинные гамма-всплески.  Как уже говорилось,
всплеск этот очень близкий и "тусклый" - в 10-100  раз  меньше  в
энергетическом отношении,  чем большинство подобных явлений. Если
бы взрыв такой силы произошёл дальше,  мы бы его просто не  заре-
гистрировали [Вибе,  2006б].  Возможно,  со  сверхновыми  связаны
именно такие "слабые" всплески,  а более мощные взрывные  явления
имеют иную природу [Ю.Н.].
   Как уже выше  говорилось,  по  гипотезе  Ю.Н.Ефремова  [2000],
взрывами,  сопровождающими подобные явления,  объясняются газовые
сверхоболочки ("арки",  "дуги"),  которые хорошо видны в  Большом
Магеллановом облаке и даже кое-где в Нашей Галактике. Только про-
изошли эти взрывы давно.
   Среди 1512  изученных  гамма-всплесков  найдено 11 двойных,  а
среди них - два слабо выраженных тройных,  когда две-три  вспышки
следовали  одна  за другой.  Это может объясняться гравитационным
линзированием,  т.е.  мы два-три раза регистрируем один и тот  же
всплеск,  обогнувший массивный объект (линзу) с нескольких сторон
и в различной степени искривлённый ею [Угольников, 2003]. Но, ко-
нечно,  это  может  быть  и серия последовательных взрывных собы-
тий... [Ю.Н.]. В случае макролинзирования, когда роль линзы игра-
ет галактика или сверхгалактика, временная задержка между импуль-
сами,  вероятно,  может составлять месяцы или  годы  [Угольников,
2003].
   В спектрах гамма-всплесков линии поглощения ионизованного маг-
ния видны лучше, чем в спектрах квазаров, хотя излучение прошло в
среднем через ту же среду [Вибе, 2006в]. Может, ионов магния мно-
го в ближайших окрестностях источников всплесков?
   19 марта 2008 г. в созвездии Волопаса был зарегистрирован осо-
бенно  мощный  гамма-всплеск GRB 080319B,  послесвечение которого
удалось наблюдать через несколько секунд при помощи многих назем-
ных  и  космических  телескопов.  Звёздная величина послесвечения
достигала 5,4-5,6, т.е. объект мог наблюдаться невооружённым гла-
зом,  хотя находится в 7,5 миллардах световых лет от нас.  Свети-
мость в 2,5 миллиона раз превзошла светимость ярчайшей из извест-
ных  сверхновых.  Предполагаемый  механизм:  узкие релятивистские
джеты нагрели вещество вокруг звезды до очень больших  температур
[Вибе, 2008а].
   Наряду с  гамма-всплесками,  наблюдаются  также  рентгеновские
вспышки (x-ray flashes), которые, как правило, тоже длятся меньше
минуты [Рентгеновские вспышки..., 2002]. Они происходят в 2-3 ра-
за реже,  чем гамма-всплески. Кроме того, их труднее наблюдать, и
потому известны лишь десятки,  а не тысячи  таких  вспышек  [Гам-
ма-всплеск: джет внутри джета, 2004]. Недавно эти вспышки удалось
связать с гамма-всплесками, т.е. происходят какие-то взрывные со-
бытия,  порождающие и те, и другие лучи одновременно, но максимум
может быть смещён в область больших и  меньших  энергий  [Рентге-
новские вспышки..., 2002]. Последнее предположение было конкрети-
зировано: во  время взрывных событий вещество выбрасывается двумя
джетами - струями  с  полюсов,  причём  гамма-всплеск  вызывается
быстрой и узкой струёй, а рентгеновская вспышка - более широким и
медленным выбросом, через который прорывается быстрый джет. Соот-
ношение энергий узкой и широкой струй в разных случаях разное,  и
мы регистрируем либо гамма-всплеск,  либо рентгеновскую  вспышку,
либо  оба  явления сразу.  Например,  в сверхновых типа I быстрый
джет вообще отсутствует [Гамма-всплеск: джет внутри джета, 2004].

                     РАЗНЫЕ ПОКОЛЕНИЯ ЗВЁЗД

                        Если одни  небесные тела погибают,  то из
                     останков их возникают новые.
                             К.Э.Циолковский [1931; 2007, с. 61].

   Различают звёзды двух поколений - первого  и  второго.  Звёзды
первого поколения образовались из первичного вещества, образовав-
шегося во время Большого взрыва, т.е. практически только из водо-
рода и гелия. Звёзды второго поколения возникли из вещества, обо-
гащённого тяжёлыми элементами (тяжелее гелия).  Эти элементы син-
тезировались  в звёздах и были выброшены в межзвёздное пространс-
тво, в основном,  при взрывах сверхновых. Солнце - звезда второго
поколения.
   "Принципиальным для теории формирования звёзд и галактик явля-
ется вопрос  о  минимальной  металличности,  которую должны иметь
звёзды самого первого поколения.  Известно немало  звёзд  гало  с
[Fe/H]=-(2-2,3).  Но ещё менее металличные звёзды почти не встре-
чаются.  Среди карликов рекордсменом является G64-12,  у которого
[Fe/H]=-3,5.  Абсолютный рекордсмен гигант CD-38градусов245 имеет
[Fe/H]=-4,5. Однако звёзд, вообще не содержащих тяжёлые элементы,
пока найти не удалось" [Сурдин, 1999, с.35-36]. Наверное, это го-
ворит о том, что во Вселенной имеются разнообразные механизмы пе-
ремешивания вещества.  Тяжёлые элементы могут, к примеру, перено-
ситься "блуждающими" кометами из одной системы в другую [Ю.Н.].

                       "ЭКОЛОГИЯ" ГАЛАКТИК

   Мы знаем,  сколько звёзд в Нашей Галактике образуется и разру-
шается за  единицу  времени,  как  в связи с этим меняется состав
межзвёздного вещества и т.п. Так как изучение круговорота вещест-
ва на нашей планете ассоциируется с понятием "экология", изучение
круговорота галактического вещества в последнее время стали назы-
вать "экологией" галактик. Эти вопросы подробно рассматриваются в
конспекте о звёздных системах.


����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������

         Часть 2. НЕКОТОРЫЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЁЗДНЫХ СИСТЕМАХ

����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������

                   ЧТО ТАКОЕ ЗВЁЗДНЫЕ СИСТЕМЫ?

   Звёздные системы - это любые группировки  звёзд,  связанные  в
единое целое гравитационными силами. Количество звёзд в них может
быть от двух (двойные звёзды) до многих миллиардов  (галактики  и
их скопления).
   Галактики - объект изучения особого раздела астрономии, галак-
тической астрономии, т.к. эти большие структуры не являются прос-
той суммой тех сотен миллиардов звёзд,  которые их составляют,  а
развиваются по своим специфическим законам.  Примерно то же можно
сказать о шаровых скоплениях, состоящих из сотен тысяч или милли-
онов звёзд. Не случайно такие образования, если они находятся вне
галактик, называются микрогалактиками.
   Звёздные системы среднего уровня - рассеянные скопления, ассо-
циации,  комплексы - очень зависимы в своём развитии от галактики
и, в частности, от разрушительных приливных воздействий со сторо-
ны тех или иных галактических структур.  Срок их жизни внутри га-
лактики ограничен.  Поэтому их рассмотрение тоже целесообразно  в
рамках  галактической  астрономии.  Здесь же можно лишь упомянуть
некоторые наиболее яркие и чем-либо примечательные звёзды Плеяд и
других рассеянных скоплений.
   Что же касается самых  маленьких  объектов  подобного  рода  -
двойных  и  кратных  звёзд  - то это традиционный объект звёздной
астрономии.  Если такие системы уже возникли,  то  их  дальнейшая
судьба, как правило, не зависит от внешних обстоятельств. Тяжёлые
молекулярные облака и другие  галактические  структуры  не  могут
своими приливными силами разорвать на части эти компактные  обра-
зования.  Лишь бы такая звёздная микрогруппировка была стабильной
сама по себе и не растеряла своих членов под действием внутренних
причин.

                   ДВОЙНЫЕ И КРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ

   ОДИНОЧНЫЕ ЗВЁЗДЫ рассматриваются в этой главе только для того,
чтобы им можно было противопоставить системы из двух  и  большего
числа звёзд.  Вроде бы считается,  что в диске Галактики одиночны
не более 30%  звёзд,  т.е. наша Солнечная система хоть в каком-то
отношении не относится к числу наиболее тривиальных объектов. Бы-
тует,  правда,  мнение,  что в галактическом гало доля  одиночных
звёзд выше, что, тем не менее, пока не доказано [Сурдин, 1999]. В
другой части той же книги В.Г.Сурдин приводит данные,  из которых
следует,  что  одиночные  звёзды  вроде бы составляют порядка 70%
всех звёзд, но, конечно, в таком вопросе как определение кратнос-
ти особенно важна методика, при помощи которой это делает тот или
иной автор (ведь маленькие объекты могут быть  не  видны).  Важно
также,  где  именно  проводится грань между звёздами и планетами.
Когда были изучены спектры 166 похожих на Солнце жёлтых карликов,
то выяснилось,  что  65%  из  них имеют звезду-спутник массой 10%
главной звезды,  а у половины остальных звёзд есть спутник массой
от 10 до 1%  - тоже звезда, а не планета. Значит, одиночных звёзд
не более одной пятой от числа всех [Звёзды не любят  одиночества,
1991].  Среди ближайших к нам 14 звёзд одиночны 7 звёзд, т.е. по-
ловина (см.  ниже).  В общем,  пока можно сказать только то,  что
одиночных  звёзд всё-таки очень много,  как и звёзд входящих в те
или иные системы.

   ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ.  Если две звезды,  наблюдаемые на небе  близко
одна от другой, не являются оптическими двойными, а на самом деле
находятся рядом, то речь идёт о простейшей звёздной системе - фи-
зически  двойной звезде,  или системе из двух звёзд,  вращающихся
вокруг общего центра масс.
   В середине 20 в.  были известны двойные звёзды с периодами об-
ращения компонентов друг вокруг друга от 2 лет до нескольких мил-
лионов лет,  но в большинстве своём такие периоды близки  к  1000
годам [Дагаев,  1955]. Теперь известен рекордно малый период - 11
минут:  белый карлик со  скоростью  1200  км/с  "носится"  вокруг
19-километровой нейтронной звезды, по массе соответствующей Солн-
цу [Природа,  1988,  N5].  Диапазон взаимных расстояний у двойных
звёзд составляет от 10 в 10-й степени м (в 15 раз меньше расстоя-
ния от Солнца до Земли) до 10 в 16-й степени м (1  световой  год)
[Сурдин, 2004б].
   По периоду вращения и взаимным расстояниям  компонентов  легко
определяются их массы.
   Различаются визуально-двойные  и  спектрально-двойные  звёзды.
Двойственность  первых  выявляется  при наблюдении в телескоп,  а
вторых - по характерному периодическому расхождению  и  схождению
спектральных  линий.  Разумеется,  отнесение двойной звезды к той
или иной  категории  зависит не столько от неё самой,  сколько от
мощности наших телескопов...  Частным случаем спектрально-двойных
звёзд  являются затменно-переменные звёзды (в этом случае луч на-
шего зрения лежит в плоскости их орбитального вращения)  [Дагаев,
1955].
   4 из 14 ближайших к нам звёзд образуют двойные системы (Сириус
А и Сириус B, UV Кита A и UV Кита B).

   ТРОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ встречаются в  20  раз  реже  двойных  [Дагаев,
1955].  Они, как правило, состоят из тесной двойной звезды (глав-
ной пары) и их далёкого спутника,  который вращается вокруг глав-
ной пары,  как вокруг единого тела.  За примерами далеко "ходить"
не нужно,  т.к. подобной "тройкой" являются ближайшие наши сосед-
ки. Это двухкомпонентная Альфа Центавра (Альфа Центавра A и Альфа
Центавра B),  а также удалённая от них Проксима Центавра.  Только
при таком строении система из трёх звёзд устойчива.
   12.01.2003 г. программа "Маяк" сообщила, что мексиканским учё-
ным удалось наблюдать "распад звёздного скопления", но далее речь
шла  о  распаде системы из трёх звёзд.  За 8 лет до этого события
было замечено,  что одна из звёзд кратной системы с большой  ско-
ростью устремилась к двум другим звёздам, которые, надо понимать,
относительно массивны и вращаются вокруг общего центра масс близ-
ко одна от другой. Далёкая звезда разогналась и промчалась вблизи
главной пары со скоростью, достаточной, чтобы покинуть систему.

   ЧЕТЫРЁХКРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ редки и для устойчивости нуждается в ие-
рархическом строении системы.  Так, например, видимая невооружён-
ным глазом двойная звезда Мицар-Алькор является визуально-тройной
(Мицар из двух компонентов,  открытых Галилеем) и даже  четырёхк-
ратной,  если применить спектральный анализ, т.к. яркий компонент
Мицара сам состоит из двух спектрально-двойных звёзд. Другой при-
мер  - Эпсилон Лиры из двух тесных звёздных пар,  которые удалены
одна от другой на большое расстояние.  Расстояние между звёздными
парами должно быть не менее,  чем в 5 раз больше, чем между звёз-
дами одной пары [Дагаев, 1955].
   Кратные системы  бывают и неустойчивыми,  но в этом случае они
состоят из очень молодых O- и B-звёзд.  Пример - 4-кратная звезда
в туманности Ориона. Её называют Трапецией Ориона, а другие неус-
тойчивые системы - системами типа Трапеции [Дагаев, 1955]. Пример
неустойчивой системы - ранее описанное  "скопление",  распавшееся
на глазах учёных.

   ПЯТИ- И ШЕСТИКРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ встречаются исключительно редко, а
звёзд  большей  кратности пока не найдено.  Одна из самых сложных
систем - "звезда" Кастор (Альфа Близнецов), состоящая из 6 звёзд,
образующих трёхуровневую систему [Сурдин, 2001а]: далёкий двойной
спутник вращается вокруг двух двойных звёзд - Кастор А и Кастор B
[Сурдин, 2004б].

   ОБОБЩЕНИЯ ПО ДВОЙНЫМ И КРАТНЫМ ЗВЁЗДНЫМ СИСТЕМАМ.  В диске Га-
лактики, как достоверно выяснено, при понижении кратности на еди-
ницу  число  систем возрастает примерно в 4 раза [Сурдин,  1999].
Это означает,  что двойные системы составляют примерно  75%  всех
систем, тройные - чуть менее 20%, четверные - примерно 5%, пятер-
ные - 1,2%,  шестерные - 0,3%.  Если говорить не о системах,  а о
звёздах,  то  получаются  следующие цифры:  какой бы ни была доля
одиночных звёзд от числа всех звёзд,  но среди членов  двойных  и
кратных  систем  члены  двойных  систем  составляют примерно 65%,
тройных - примерно 25%,  четверных - примерно 8%, пятерных - при-
мерно 2,5%,  а шестерных - примерно 0,75% (расчёты Ю.Н. по приве-
дённым выше данным).
   Распределение звёзд по двойным и кратным системам складывается
ещё до попадания их на главную последовательность, т.е. очень ра-
но, что доказывается большей степенью кратности у молодых звёзд в
сравнении со старыми,  т.е. по мере своей жизни звёзды чаще "рас-
ходятся",  чем образуют "новую  семью"  [Сурдин,  1999].  Значит,
кратные  звёзды  образуются  ещё на протозвёздной стадии [Сурдин,
2004б].
   С эволюционной точки зрения различают тесные и широкие двойные
звёзды.  Тесные двойные на каком-то этапе могут обмениваться  ве-
ществом, а широкие двойные влияют друг на друга только гравитаци-
онно [Сурдин, 2004б].
   Интересно также, что тесные двойные звёзды, как правило, быва-
ют  похожи  по  массе  и другим показателям,  что естественно для
"родных сестёр". Что же касается широких двойных, то у них наблю-
дается почти случайное распределение масс и других характеристик.
Последнее говорит либо о случайном объединении таких звёзд в сис-
тему, либо о слабом взаимном влиянии в процессе звездообразования
из одного родительского облака [Сурдин, 1999, 2004б].
   Изначально считалось,  что двойные звёзды возникали в процессе
деления быстро вращающихся тел (А.Пуанкаре, Дж.Дарвин, Дж.Джинс).
Потом стали рассматриваться также вихревые движения в протозвёзд-
ном облаке (турбулентность) и другие процессы.  Ясно было  также,
что сжимающиеся тела как-то должны избавляться от чудовищно боль-
шого вращательного момента (теоретически при коллапсе вращающихся
молекулярных  облаков  скорость  вращения должна возрастать до 10
миллионов км/с,  что абсурдно,  т.к.  превышает скорость  света).
Позднее выяснилось, что основную роль в этом процессе играет маг-
нитное торможение, но и оно не столь всесильно, чтобы воспрепятс-
твовать фрагментации с образованием двойных и кратных звёзд [Сур-
дин, 1999, 2004б]. Компьютерное моделирование показывает, что при
образовании двойных и кратных звёзд коллапс протозвёздного облака
в зависимости от начальных параметров может протекать по-разному:
1) с распадом на двойную систему,  окружённую общим диском; 2) со
сжатием в диск и его распадом на многокомпонентную систему; 3) со
сжатием в сильно вытянутый эллипсоид (бар); 4) со сжатием в бар и
его распад на массивную часть и отходящий от неё  спиральный  ру-
кав, который затем распадается на множество мелких объектов [Сур-
дин, 2004б].
   Оказалось также,  что  плотность  протозвёзд и молодых звёзд в
ядрах гигантских молекулярных облаков столь высока,  что даже  за
краткий период "звёздной молодости" они успевают повзаимодейство-
вать друг с другом гравитационно. Так, например, тесное сближение
двойной звезды с одиночной может закончиться: 1) увеличением ком-
пактности двойной звезды;  2)  уменьшением  компактности  двойной
звезды вплоть до распада системы; 3) обменом, т.е. вхождением на-
летевшей звезды в систему и одновременным вылетом одной из исход-
ных звёзд [Сурдин, 1999].
   Двойная звезда может образоваться и при тройном сближении оди-
ночных звёзд.  В этом случае одна звезда разгоняется и уносит из-
лишки кинетической энергии, а две другие образуют широкую двойную
систему.  Тем не менее, этот механизм не очень эффективен и может
играть заметную роль только в самых плотных звёздных скоплениях и
в ядре Галактики [Сурдин, 2004б].
   В редких случаях возможен также приливной захват,  когда часть
кинетической  энергии  расходуется  на деформацию звёзд,  и тогда
возможно объединение двух одиночных звёзд в систему (орбиты таких
звёзд вытянуты,  а потом округляются,  т.к.  при каждом сближении
возникают те же приливы). Для приливного захвата необходимо очень
тесное сближение звёзд.  Такой захват приводит к образованию тес-
ных двойных систем [Сурдин, 1999, 2004б].
   Ещё один механизм взаимодействия - это взаимодействие звезды с
чужим звёздным диском.  Звезда при этом теряет кинетическую энер-
гию,  что тоже может привести к образованию системы.  Кроме того,
может произойти отклонение оси вращения  диска  от  оси  вращения
звезды (так,  например, ось вращения Солнца наклонена на 7 граду-
сов к эклиптике) [Сурдин,  1999, 2004б].
   Максимальный известный размер двойных систем  -  0,1  парсека,
или  0,3 световых года [Сурдин,  1999],  хотя позднее приводилась
несколько большая величина - 1 световой год [Сурдин, 2001а]. Если
расстояние между двойными звёздами больше,  система должна разру-
шаться под действием приливных сил при взаимодействии  с  другими
звёздами. Но, если бы имело значение только приливное разрушение,
расстояние между недавно родившимися массивными двойными звёздами
могло быть и больше,  чего не наблюдается. Значит, ограничение на
размер двойных систем накладывается и механизмом их  формирования
[Сурдин, 1999].
   Звёздные скопления тоже подвержены разрушающему воздействию со
стороны приливных сил,  но в качестве их "разрушителей" выступают
гигантские  молекулярные облака,  которые рассматриваются в конс-
пекте о галактиках.

                   ЗАТМЕННО-ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ.

   Если близкие  двойные  звёзды,  вращаясь  вокруг общего центра
масс,  закрывают от нас одна другую,  то они  называются  затмен-
но-переменными.  Различается несколько типов затменно-переменных,
или иначе затменных двойных звёзд.
   ЗАТМЕННО-ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ ТИПА  АЛГОЛЯ  состоят  из  двух  не
очень  массивных шарообразных компонентов (A и B) с резко различ-
ной светимостью.  Для них характерны период постоянного блеска  и
два  минимума - главный и вторичный.  Амплитуды изменения блеска,
как правило,  близки к 1 звёздной величине. Этот тип затменно-пе-
ременных звёзд наиболее распространён.
   ЗАТМЕННО-ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ ТИПА БЕТЫ ЛИРЫ отличаются от преды-
дущих большей массой,  относительной близостью компонентов и (как
следствие двух первых обстоятельств) сильной вытянутостью по оси,
их соединяющей,  т.е. они не шарообразны. Блеск таких звёзд меня-
ется непрерывно, т.к. из-за поворотов меняется их видимая поверх-
ность.
   ЗАТМЕННО-ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ ТИПА W БОЛЬШОЙ МЕДВЕДИЦЫ характери-
зуются большим сходством двух компонентов по светимости,  размеру
и форме. Их блеск в главном и вторичном минимуме практически оди-
наков.


����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������

             Часть 3. СВЕДЕНИЯ ОБ ОТДЕЛЬНЫХ ЗВЁЗДАХ

����������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������������


                          ВСЁ О СОЛНЦЕ

                               Отцом среди своих планет
                               и за Землёй следя особо -
                               распространяло Солнце свет
              (но чувствовалось, что оно поёживалось от озноба).
                               В мильоны градусов озноб
                               пятнал сияющее тело
              (иногда оно выбрасывало с васильками и кашкою сноп
                               и беспристрастно вновь блестело).

                                                  Семён Кирсанов

   Сведения о Солнце излагаются на основании  нескольких  обстоя-
тельных статей [Лейбахер и др.,  1985;  Тверской,  1986;  Кейлер,
1992; Соукер, 1992; Миронов, 1998 и др.], а также других источни-
ков, которые перечисляются ниже.
   Видимая звёздная величина Солнца - 26,75;  абсолютная звёздная
величина - 4,8 [Дагаев, 1955; Куликовский, 2002].
   В Галактике Солнце расположено в 68 световых годах от её плос-
кости  и в 25 тысячах световых годов от её центра,  т.е.  почти в
плоскости Галактики и на полпути до её середины [Где наше место в
Галактике?  1996]. Это очень важный показатель, т.к. именно здесь
проходит так называемый радиус коротации - расстояние от  центра,
где угловые скорости звёзд и волновых спиральных ветвей Галактики
равны.  Ещё можно сказать,  что вся эта область находится  вблизи
одной из спиральных ветвей,  но всё-таки не в ней,  а между двумя
ветвями,  т.е.  в спокойной области вдали  от  мест  современного
звездообразования. Кроме того, звёзды здесь образуют антициклон -
вихревую структуру со спокойным центром,  где и  располагается  в
последние десятки миллионов лет Солнечная система [Фридман, Хору-
жий, 1998].
   Солнце движется вокруг центра Галактики со скоростью  примерно
230 км/с [Дагаев,  1955] или,  как указывалось позднее,  220 км/с
[Черепащук, Чернин, 2007]. Ещё позднее измеренная скорость соста-
вила 270 км/с [Переопределены параметры вращения нашей Галактики,
2009].  Для окрестностей Солнца указывается также скорость враще-
ния  газового диска вокруг центра Галактики - 200-300 км/с [Фрид-
ман,  Хоружий, 1998]. В настоящее время Солнце вместе с Солнечной
системой  направляется  к созвездию Геркулеса,  что открыто ещё в
1783 г.  Вильямом Гершелем [Хоскин, 1986]. Говорят также, что оно
движется к Геркулесу и Лире из Большого Пса,  Зайца и Голубя, что
видно по расхождению и схождению звёзд в названных областях неба.
Оборот вокруг центра Галактики Солнце  осуществляет  примерно  за
175 миллионов лет [расчёты Ю.Н.  для скорости 270 км/с]. Скорость
Солнца относительно потока соседних звёзд составляет примерно  20
км/с,  т.е. звёзды данного потока движутся в среднем чуть-чуть не
так [Дагаев,  1955]. За 4,5-4,6 миллиардов лет (время существова-
ние  Солнечной  системы) Солнце успело сделать 26 оборотов вокруг
центра Галактики [Ю.Н.].
   От Солнца до ближайшей звезды (Проксима Центавра) - 4,2 свето-
вых года, или 40 миллионов миллионов км [Купер, Хенбест, 1998].
   Масса Солнца в 330 тысяч раз больше массы Земли, а плотность -
меньше, чем у Земли (1,41 г/куб.см).
   Экваториальный диаметр - 1.392.000 км.
   По звёздной классификации, Солнце - это типичный жёлтый карлик
(спектральный  класс  G,  подкласс G2),  каких во Вселенной очень
много [Миронов, 1998].
   Солнце относится  к звёздам второго звёздного поколения,  т.е.
оно содержит сравнительно много "тяжёлых" элементов (тяжелее  во-
дорода)  и  образовалось из вещества с большой примесью материала
сверхновых.  Его атомарный состав примерно такой же,  как у межз-
вёздной среды:  на 1000 атомов водорода приходится около 100 ато-
мов гелия и 2-3 атома более тяжёлых элементов [Сурдин, 1999].
   Солнце состоит из:
   1) ядра, в котором при температуре 14 миллионов градусов в хо-
де термоядерной реакции водород превращается в гелий (30% радиуса
Солнца?);  по некоторым данным [Всехсвятский, 1955] температура в
центре Солнца достигает 20 миллионов градусов;
   2) зоны лучистого переноса (зоны переизлучения,  или зоны  лу-
чистого равновесия), где энергия термоядерных реакций, переносясь
от атома к атому,  движется к периферии Солнца (40% радиуса Солн-
ца?);
   3) конвективной зоны,  где большие массы вещества в виде горя-
чих струй поднимаются к поверхности Солнца и в виде  охладившихся
струй опускаются  к зоне лучистого переноса (30%  радиуса Солнца,
1% массы  Солнца);  конвективные ячейки называются сверхгранулами
(в отличие от фотосферных гранул);
   Солнце окружено атмосферой, в которой различаются:
   1) фотосфера:  видимая поверхность Солнца толщиной в несколько
сотен  километров  и в тысячи раз разреженнее воздуха,  нагрета в
среднем до 5780 градусов Цельсия;  здесь видны  гранулы,  факелы,
пятна температурой 4000 градусов Цельсия;
   2) хромосфера:  ярко светящийся ободок вокруг Солнца,  который
виден во время полного  солнечного  затмения;  здесь  наблюдаются
различные хромосферные явления - протуберанцы, спикулы, макроспи-
кулы; спикулы - это вертикальные струи ионизированного газа, под-
нимающиеся под действием магнитного поля до 10 тысяч км  и  через
несколько минут опадающие [Филиппов, 1999]; макроспикулы сходны с
ними, но грандиозней, поднимаются до 40 000 км [Вселенная, 1999];
протуберанцы примерно равны по размерам спикулам, но петлеобразны
(это связано с наличием двух полюсов у магнитного поля), держатся
месяцами,  а иногда внезапно выходят за пределы хромосферы и уно-
сятся от Солнца,  превращаясь в корональные выбросы и вызывая  на
Земле магнитные бури и полярные сияния [Филиппов, 1999]; протубе-
ранец,  видимый на фоне фотосферы, - волокно; температура хромос-
феры  -  около  10 тысяч градусов Цельсия,  толщина - 10 тысяч км
[Вселенная,  1999], хотя ранее указывалась толщина 12000-14000 км
[Всехсвятский, 1955];
   3) солнечная корона:  видна во время затмений  как  правильной
или  неправильной формы светящаяся область с радиусом в 2-3 Солн-
ца;  облик зависит от степени активности Солнца;  корона не имеет
чёткой границы и,  по некоторым данным, простирается до Плутона и
дальше;  температура достигает 2 млн. градусов [Вселенная, 1999],
но  это  не  ощущается  из-за её разреженности.  Иногда различали
внутреннюю корону с распространением на 150 тысяч км от Солнца  и
внешнюю  - до 2.000.000 км [Всехсвятский,  1955].  Масса короны в
тысячу раз меньше массы земной атмосферы [Всехсвятский, 1955].
   Более тяжёлые  элементы  расположены на более глубоких уровнях
атмосферы, но не всегда: ионизированный кальций, образующий обла-
ка над фотосферой, простирается выше водорода и гелия [Всехсвятс-
кий,  1955]. Видимо, в данном случае важнее способность к иониза-
ции  и  движение  заряженных частиц под влиянием магнитного поля.
Состав атмосферы:  водород - 55%,  гелий - 44%, остальные 90 эле-
ментов - 1% [Всехсвятский, 1955].
   Верхние слои солнечной  атмосферы  вращаются  быстрее  нижних:
верхние на экваторе - за 23,5 земных суток,  нижние на экваторе -
за 26, причём корона до какого-то расстояния тоже вращается вмес-
те с Солнцем [Всехсвятский, 1955].
   Одновременно на всей солнечной поверхности происходит около 30
тысяч взрывных событий продолжительностью в несколько минут. Ско-
рость  выбрасываемого вещества - до 150 км/с [Магнитогидродинами-
ческие процессы на Солнце,  1997]. По более старым данным [Всехс-
вятский, 1955], скорость протуберанцев иногда достигает ��200 км/с,
а иногда даже 700 км/с, но, возможно, речь идёт не о скорости ве-
щества,  а  о скорости волны.  Средняя скорость солнечного ветра,
измеренная вблизи Земли,  составляет 400 км/с,  а  корпускулярный
поток  -  примерно  3*10 в восьмой степени ион/кв.см*с.  Основная
составляющая потока - протоны. Второе место по распространённости
занимают  альфа-частицы (ядра гелия) - примерно 10 в седьмой сте-
пени [4He]/кв.см*с [Ануфриев,  Болтенков,  2000].  Солнце  теряет
ежегодно 10 в минус 13-й степени своей массы [Сурдин, 1999].
   Поток от  Солнца  заряженных  частиц (альфа-частиц,  протонов,
электронов) называется солнечным ветром. Частицы улетают от Солн-
ца со  скоростью  3.000.000  км/час  и  создают  магнитные поля и
электрические токи, т.е. гелиосферу, в которую погружена вся Сол-
нечная  система.  Частицы  обладают высокой энергией и опасны для
человека в космосе (вне земной атмосферы), но магнитное поле отб-
расывает  из  окрестностей Солнца ещё более опасные галактические
лучи (лучи,  возникшие при взрывах сверхновых звёзд), предохраняя
от них Землю.
   На поверхности Солнца видны отдельные пятна  и  группы  пятен.
Они  холоднее  остальной  поверхности  (чуть  более 4000 градусов
Цельсия),  но окружены более горячими "факелами", и суммарное из-
лучение  "пятнистого" Солнца чуть выше,  чем в периоды без пятен.
Пятна часто окружены "полутенью", и в одной такой "полутени" наб-
людается сразу несколько пятен.  По пятнам видно, что на экваторе
Солнце вращается быстрее (за 25 земных суток), чем вблизи полюсов
(за  35 земных суток).  Пятна вызваны местными магнитными полями,
которые временно не пропускают из глубин Солнца более горячее ве-
щество.  Поэтому часто бывают парные пятна (два полюса магнитного
поля).  Впереди идущее пятно имеет положительную полярность, иду-
щее сзади - отрицательную [Всехсвятский,  1955]. Пятна существуют
от нескольких дней до нескольких месяцев и по размерам могут пре-
восходить  Землю и даже Юпитер.  В пятнах недавно обнаружено при-
сутствие водяных паров [От Солнца "валит пар", 1998].
   Высказывалось мнение, что на биоритмы человека и животных вли-
яет не  месячный  лунный  ритм,  а  обращение Солнца вокруг оси в
среднем за 27 дней [Бреус, 1998].
   Жизнь Солнца подчиняется чёткому 22-годичному ритму. Каждые 11
лет магнитные полюса Солнца меняются местами, что сопряжено с из-
менением активности Солнца, периодическим появлением и исчезнове-
нием пятен на нём, с хромосферными и подобными вспышками. Послед-
ний минимум солнечной активности был  в  1997  г.,  предпоследний
максимум - в 1990 г.  Тогда почти всё Солнце было пятнистым. Пер-
вые пятна цикла появляются в "умеренных" поясах (не выше 45  гра-
дусов),  а потом концентрируются близ экватора, но на самом эква-
торе не бывают  [Всехсвятский,  1955].  В  периоды  покоя  Солнце
уменьшается  на  250  км  (на 0,036%) [Колебания размеров Солнца,
1996]. Все солнечные циклы асимметричны: восходящая ветвь в сред-
нем 4,3 года,  нисходящая - 6,6 лет [Будет ли очередной солнечный
максимум рекордным?  1989]. 11-летний цикл найден также у тау Ки-
та,  имеющей светимость 40%  от солнечной [На тау Кита -  как  на
Солнце, 1995].  Недавно закончился XXII солнечный цикл,  т.к.  их
отсчёт ведётся с 1750 г. (нулевой цикл), когда на Солнце наблюда-
лись необычайно мощные вспышки [Кацова, Лившиц, 1998]. Высказыва-
лось мнение,  что цикличность связана с неравномерностью вращения
звёзд вокруг своей оси [Купер, Хенбест, 1998]. По мнению теорети-
ка физики Солнца Бун Чай Лой (США),  высокоширотные выбросы коро-
нальных масс не имеет прямой связи с  солнечными  пятнами.  Этими
высокоширотными выбросами,  "заякоренными" на самом Солнце, опре-
деляется магнитная переполюсовка [Ритмика магнитных процессов  на
Солнце, 2004].
   Кроме того,  существует большая периодичность Солнца.  Диаметр
Солнца меняется с цикличностью в 250 лет на  0,2%.  Когда  Солнце
шире, пятен на нём меньше [Изменение диаметра Солнца, 1988].
   Солнце, таким образом,  - одна из переменных звёзд, хотя коле-
бания светимости не превышают 0,1-0,2% [Миронов, 1998], по другим
данным - 0,07%  [Глобальное потепление..., 2007]. Но это только в
видимом диапазоне.  А, например, в рентгеновском диапазоне интен-
сивность излучения меняется в 2 раза [Миронов,  1998]. Есть также
литературное указание [Кацова,  Лившиц, 1998], что полное рентге-
новское излучение Солнца вне вспышек изменяется более чем  в  300
раз  при переходе от дней с минимальной к дням с максимальной ак-
тивностью, что в количественном отношении противоречит предыдущей
информации,  но в качественном отношении подтверждает её. Видимо,
авторы говорят несколько о разном (суммарное излучение за периоды
различной длительности и т.п.).
   Солнце всё целиком колеблется,  но очень слабо, рождая сложную
структуру колебаний - акустические  и  внутренние  гравитационные
волны, т.е. солнцетрясения [Лейбахер и др., 1985].
   Иногда на Солнце происходят взрывы (вспышки), порождающие мощ-
ные потоки плазмы.  При подобных плазменных взрывах  непропорцио-
нально большая энергия передаётся ничтожно малой доле частиц, ко-
торые ускоряются при многократном пересечении фронта ударной вол-
ны. Так  рождаются  космические лучи солнечного происхождения.  В
земной атмосфере они генерируют "широкие атмосферные ливни"  (так
называют совокупность частиц атмосферы,  получившую "по кусочкам"
энергию от частиц высоких энергий). Вспышки на Солнце видны в те-
чение 1  минуты.  Лучи начинают приходить через 10-15 минут прямо
от Солнца, но максимум наступает через несколько часов из-за диф-
фузного запаздывания (в это время лучи приходят отовсюду).  В та-
кие периоды из окрестностей Земли исчезают космические  лучи  га-
лактического  происхождения:  "выдуваются"  из  Солнечной системы
резко усилившимся солнечным ветром [Тверской,  1986].  Вспышки на
Солнце дают у Земли дозу облучения в 100 раз больше допустимой, и
потому опасны для космонавтов, а жителей Земли защищают атмосфера
и магнитное поле Земли [Улубеков, 1984].
   Солнечный экватор  на  7 градусов наклонён к эклиптике [Всехс-
вятский,  1955].  Обычно это связывают с влиянием на молодую Сол-
нечную  систему  тех звёзд,  которые родились вместе с Солнцем из
одного газопылевого облака,  т.е.  только Солнце смогло сохранить
изначальное направление вращения вокруг своей оси, а ось вращения
околосолнечного диска была отклонена пролетевшей звездой.

              ЧТО БЫЛО И БУДЕТ С СОЛНЦЕМ И ЗЕМЛЁЙ?

                           Что мы есть? - Да всего лишь
                                         игра непонятной природы.
                           Нас когда-нибудь смоет
                                        пылающий звёздный прибой.

                                                    Галина Дицман

                           И, быть может, немного осталось веков,
                           Как на мир наш зелёный, и старый,
                           Дико ринутся хищные стаи песков
                           Из пылающей юной Сахары.

                           Средиземное море засыплют они,
                           И Париж, И Москву, И Афины,
                           И мы будем в небесные верить огни,
                           На верблюдах своих бедуины.

                           И когда, наконец, корабли марсиан
                           У земного окажутся шара,
                           То увидят сплошной золотой океан
                           И дадут ему имя: Сахара.

                                                  Николай Гумилёв

   Считается, что Солнцу 4,8 [Лейбахер и др.,  1985] или 4,6 мил-
лиардов лет [Молодое Солнце...,  2002].  Оно возникло чуть раньше
или в одно и то же время с планетами Солнечной системы из  общего
газопылевого облака.  Солнце - звезда второго звёздного поколения
Нашей Галактики,  и образовавшее его облако возникло из вещества,
выброшенного взорвавшимися звёздами первого поколения  (т.е.  это
вещество  сверхновых звёзд,  удержанное полем тяготения Нашей Га-
лактики). При взрыве сверхновых звёзд в окружающую среду выбрасы-
вается  какое-то  количество  тяжёлых элементов,  и поэтому такие
элементы есть в Солнечной системе,  хотя  всё  равно  преобладают
лёгкие элементы - водород, гелий. т.к. тяжёлые элементы необходи-
мы для жизни,  иногда образно говорят, что все мы - дети взорвав-
шихся звёзд (жизнь не могла возникнуть вблизи звёзд первого поко-
ления).
   Предполагаемый начальный состав Солнца - 73%  водорода  и  25%
гелия, т.е. примерно то же соотношение, что и при Большом Взрыве,
породившем Нашу Вселенную,  но с присутствием  тяжёлых  элементов
[Что ожидает Солнце и Землю?  1994]. Раньше Солнце вращалось вок-
руг своей оси быстрее, чем сейчас [Кацова, Лившиц, 1998].
   В дальнейшем водород в солнечном ядре начал выгорать и превра-
щаться в гелий.  Потоки света и солнечной плазмы (ионизированного
вещества) потекли от Солнца во все стороны,  и масса Солнца стала
медленно уменьшаться.  Количество гелия в ядре стало расти, и бо-
лее тяжёлое и компактное ядро увеличило свою температуру и усили-
ло термоядерные реакции.  В результате этого Солнце стало светить
ярче  и  продолжает  непрерывно увеличивать светимость.  При этом
вращение Солнца вокруг оси замедлилось:  энергия пошла на образо-
вание  короны  и  поддержание активных процессов в ней (солнечный
ветер уносит вмороженные в него магнитные поля,  которые  до  ка-
кой-то  высоты  вращаются  вместе с Солнцем,  а потом тормозятся,
закручиваются вокруг Солнца и тормозят его, взаимодействуя с маг-
нитными полями под поверхностью звезды) [Кацова,  Лившиц,  1998].
Торможение звезды звёздным ветром приводит к  уменьшению  конвек-
тивных  потоков и уменьшению поверхностной активности звезды,  но
не влияет на общую активность.
   На стадии протозвезды Солнце было на 500 градусов Кельвина го-
рячее и в 4 раза ярче, чем сейчас, но тогда оно светилось за счёт
падения остатков родительского молекулярного облака, и этот пери-
од  продолжался всего несколько миллионов лет [Молодое Солнце...,
2002].  Потом падение газа закончилось, и светимость резко упала.
К  настоящему моменту светимость Нашей Звезды опять возросла,  но
пока только на 30%,  а масса несколько уменьшилась  [Что  ожидает
Солнце и Землю?  1994]. Это привело к некоторым изменениям в Сол-
нечной  системе.  Из-за  уменьшения   солнечной   массы   планеты
чуть-чуть отодвинулись от Солнца, но, по-видимому, всё равно ста-
ли получать чуть-чуть больше света.
   Водородного топлива Солнцу хватит  ещё  на  5  миллиардов  лет
[Вселенная,  1999]. При этом будут происходить хорошо предсказуе-
мые события [Что ожидает Солнце и Землю? 1994].
   Через 1,1  миллиарда  лет  светимость  Солнца возрастёт ещё на
10%.
   Через 3,5 миллиардов - на 40%.  Земля тогда,  возможно, станет
похожа на Венеру: водяной пар в верхних слоях атмосферы разложит-
ся под действием света на кислород и водород, лёгкий водород уле-
тит в космос, вода исчезнет и перестанет с дождями вымывать угле-
кислый газ из атмосферы,  он накопится и вызовет катастрофическое
нагревание поверхности планеты за счёт парникового эффекта.  Зато
в  это  время могут возникнуть благоприятные условия для жизни на
Марсе (растает вечная мерзлота, наполнится водой океан Бореалис и
т.д.).
   Следующие 6,4 миллиарда лет водород на Солнце будет выгорать в
оболочке гелиевого ядра. Звезда расширится до нескольких десятков
солнц,  охладится,  станет красным гигантом.  Светимость при этом
возрастёт [Соукер, 1992].
   Потом температура в увеличившемся гелиевом ядре  возрастёт  до
такой степени,  что "загорится" гелий (с образованием кислорода и
углерода) [Соукер,  1992].  [Ядро при этом расширится, расширится
слой водорода непосредственно над ядром, а потому, наверное, тер-
моядерная реакция в слое над ядром прекратится,  что  приведёт  к
общему  сжатию  внеядерной части звезды - Ю.Н.].  Внешние области
чуть сожмутся и поголубеют [Соукер, 1992]. Солнце при этом увели-
чит светимость ещё в 2 раза.
   В течение 1,3 миллиардов лет оно станет медленно расширяться и
увеличит диаметр в 170 раз [Что ожидает Солнце  и  Землю?  1994],
станет  оранжевым или даже красным гигантом [Кейлер,  1992].  При
этом поглотится Меркурий.
   Земли это  расширение  не достигнет.  Кроме того,  от Солнца к
этому времени останется только 72,5%  современной массы,  и Земля
отодвинется.
   Наступит стабильная пауза длительностью в 110  миллионов  лет,
которая сменится  дальнейшим быстрым расширением Солнца в течение
20 миллионов лет. Тогда Солнце достигнет современной орбиты Земли
и увеличит светимость в 5200 раз. Но масса Солнца составит только
59%  современной,  и Земля отодвинется аж к современному Марсу  и
уцелеет.  Впрочем,  температура  на Земле достигнет 1600 градусов
Цельсия, и это будет жидкая расплавленная планета.
   Когда гелий в ядре выгорит,  ядро сожмётся,  загорится гелий в
оболочке ядра,  звезда превратится в многослойную "луковицу".  Её
внешние слои начнут быстро расширяться,  и в какой-то момент сол-
нечный ветер сдует оболочку Солнца.  Из этой  оболочки  возникнет
сначала невидимая протопланетарная туманность,  т.к. при темпера-
туре менее 1000 градусов Кельвина образуется много пыли,  которая
затмевает звезду. Потом, при дальнейшем разряжении околозвёздного
вещества, образуется так называемая планетарная туманность. Такие
туманности есть вокруг некоторых выгоревших звёзд,  и раньше счи-
тали, что из них образуются планеты, а на самом деле это "послед-
ние  выдохи умирающих звёзд" [Соукер,  1992].  В центре Солнечной
системы,  вместо огромного красного гигантского Солнца, останется
сжавшийся  белый  карлик  с  массой примерно 0,6 от современной и
очень маленькой светимостью (за счёт  энергии  постепенного  сжа-
тия). Через 50 тысяч лет туманность рассеется [Кейлер, 1992]. Ос-
татки Солнечной системы погрузятся в холод и мрак.  Наступит без-
жизненная стабильность.  Впрочем,  с учётом начавшегося взрывооб-
разного развития разума любые  прогнозы  на  столь  долгое  время
должны оказаться ошибочными.
   Солнце, если никто не вмешается в его судьбу,  вернёт в  межз-
вёздную среду примерно половину своего вещества, а остальное "за-
консервируется" в виде белого карлика.

            САМЫЕ БЛИЗКИЕ К НАМ ЗВЁЗДЫ (КРОМЕ СОЛНЦА)

   Вокруг Солнца в радиусе 5 световых лет известно 3 звезды (точ-
нее - одна тройная звезда),  в радиусе 10 световых лет - 11 звёзд
[Купер, Хенбест, 1998], в радиусе 5 парсек (16 световых лет) - 58
звёзд [Сурдин,  1994].  Ниже приводится перечень 14 ближайших  из
них  (кроме  Солнца) по мере их удаления от нас.  Все они,  кроме
спутника Сириуса, принадлежат к главной последовательности (класс
V). Сведения о расстоянии, звёздной величине, светимости и звёзд-
ном типе приведены по "Атласу космоса" [Купер, Хенбест, 1998], но
иногда  уточнены  по "Справочнику любителя астрономии" [Куликовс-
кий,  2002].  Звёзды названы в точности так, как в источниках, из
которых взяты сведения.  Вольф,  Лаланд,  Росс, Лютиен (Лейтен) -
звёздные каталоги, носящие имена своих создателей. Возможно, есть
слабые звезды,  чья близость не установлена. Продолжается опозна-
ние примерно 130 звёздных систем, которые считаются заподозренны-
ми в  близости  к  нам  в  пределах 32 световых лет [Генри и др.,
1999].  Таким образом,  приведённый ниже список может корректиро-
ваться.  В  Интернете  со ссылкой на Консорциумом по Исследованию
Ближайших Звёзд приводятся совсем новые сведения, но из-за "теку-
чести" этой информации я не стал её использовать [Ю.Н.].
   1. Ближайшая Центавра,  или Проксима Центавра.  4,22 светового
года  (примерно  40  миллионов миллионов километров,  или 1,3 пк)
[Сурдин,  2005а].  Ближайшая к нам  звезда,  кроме  Солнца.  11-я
звёздная величина.  Светимость  0,00005 солнечной [ниже приведена
другая цифра]. Красный карлик (M 5,5)  [Куликовский, 2002]. В раз-
личных  старых  источниках фигурирует в качестве спутника двойной
звезды Альфа Центавра [Купер,  Хенбест,  1998],  но высказывалось
также  мнение о её самостоятельности [Сурдин,  1994];  позднейшие
данные автору пока не известны, но указывается, что возраст звёзд
совершенно одинаков [Сурдин,  2003б]. Она находится на расстоянии
0,2 световых года (13 тысяч а.е.) от Альфы  Центавра  и  движется
относительно неё со скоростью 7 км/с.  Через 26700 лет подойдёт к
Солнцу на 3 световых года (0,941 пк), после чего начнёт удаляться
[Сурдин,  1994]. Недавно была подробно изучена на Европейской Юж-
ной обсерватории:  возраст - 4850 миллионов лет;  масса  -  0,123
солнечной;  радиус - 0,145;  светимость - 0,000138; температура -
3040 градусов Кельвина; водород - 69,5%; гелий - 27,8%; более тя-
жёлые элементы - 2,90%  [Сурдин,  2003б]. Светимость - 1/150 сол-
нечной, т.е.  0,0067;  видимый диаметр - 1,02+-0.08 мс дуги,  как
астронавт на Луне;  масса - 0,15 солнечной; звезда в 150 раз мас-
сивней Юпитера, но только в 1,5 раза больше его по диаметру [Сур-
дин,    2005а].    Имеется    также   информация   из   Интернета
[http://www.grani.ru/Society/Science/m.16173.html]:  отстоит   от
Альфа  Центавра на 13 тыс а.е.  (в 400 раз дальше,  чем Нептун от
Солнца), период обращения исчисляется миллионами лет.
   2. Альфа Центавра А.  4,36 светового года [Сурдин, 2003б]. Ну-
левая звёздная  величина  (точнее  - минус 0,01).  Светимость 1,3
солнечной [ниже приведена чуть-чуть другая цифра].  Жёлтая звезда
Главной последовательности  (G2).  Главная звезда системы из трёх
звёзд [Купер, Хенбест, 1998]. Через 26 тысяч лет, вместе со своим
близким спутником,  подойдёт к Солнцу на 3,1 световых года (0,957
пк),  после чего начнёт удаляться. При сближении с Солнцем должна
нарушить стабильность внешних частей облака Оорта, что приведёт к
кометной "бомбардировке" планет [Сурдин, 1994]. Недавно была под-
робно  изучена на Европейской Южной обсерватории:  возраст - 4850
миллионов лет;  масса - 1,1 солнечной;  радиус - 1,227 (854  тыс.
км);  светимость  - 1,519;  температура - 5790 градусов Кельвина;
водород - 71,5%;  гелий - 25,8%;  более тяжёлые элементы -  2.74%
[Сурдин,  2003б].  По др.  данным, светимость - 1,6 [Куликовский,
2002]. Перед появлением данных Европейской Южной обсерватории бы-
ли открыты сейсмические колебания поверхности звезды, и на их ос-
новании французский астроном П.Морель вычислил радиус - 1,23 сол-
нечного, что совпало с данными наблюдений и доказало верность те-
оретических представлений о звёздах [Сурдин. 2003б].
   3. Альфа Центавра B.  4,36 светового года [Сурдин, 2003б]. Ви-
димая  звёздная  величина  1,35.  Светимость 0,36 [ниже приведена
несколько другая цифра].  Оранжевая звезда Главной последователь-
ности  (K1).  Второй компонент системы из трёх звёзд (см.  выше),
удалённый от главной звезды,  как Уран от Солнца, и вращающийся с
периодом  в 80 лет.  Недавно была подробно изучена на Европейской
Южной обсерватории:  возраст - 4850 миллионов лет; масса - 0,907;
радиус - 0,865 (602 тыс.  км);  светимость - 0,500; температура -
5260 градусов Кельвина; водород - 69,4%; гелий - 27,7%; более тя-
жёлые элементы - 2,89%  [Сурдин,  2003б]. Перед этим были открыты
сейсмические колебания,  и на их основании  французский  астроном
П.Морель вычислил радиус - 0,86 солнечного,  что совпало с наблю-
даемым и доказало верность теоретических представлений о  звёздах
[Сурдин. 2003б].
   4. Звезда Барнарда,  или Летящая звезда Барнарда (Бернарда). В
Змееносце.  5,9  светового года.  Видимая звёздная величина 9,54.
Светимость 0,00044 (или 0,00043).  Красный карлик  (M5).  Ощутимо
перемещается по небу на фоне "неподвижных звёзд" [Купер, Хенбест,
1998].  Американец Ван де Камп заподозрил у этой  звезды  наличие
планеты массой в 1,5 Юпитера и с периодом обращения в 24 года, но
это предположение не подтвердилось [Черепащук,  Чернин, 2007]. Но
не всё так просто. О планете у звезды Барнарда впервые сообщалось
в 1960-х гг.,  причём анализу подвергалась именно траектория этой
звезды на фоне "неподвижных" звёзд.  Более точный анализ длитель-
ных рядов наблюдений позволил Ван де Кампу выделить две планеты с
массами  1,1  и 0,8 массы Юпитера,  обращающихся вокруг звезды по
почти круговым орбитам с периодами 26 и 12 лет в 4,7 и  2,8  а.е.
от звезды.  Последующие исследования выявили третью планету, при-
чем оказалось, что радиусы всех орбит удовлетворяют закону Тициу-
са-Боде.  Наконец, канадские ученые О.Дженсен и Т.Ульрих выделили
5 планет. Но в начале 1970-х гг. Дж.Гейтвуд (аспирант, США), раз-
работал  прибор  с компьютерной обработкой данных и не подтвердил
результат Ван де Кампа,  полагая, что была инструментальная ошиб-
ка. Ван де Камп не согласился с этим,  настаивая на достоверности
своих данных [Гиндилис, год не указан]. Через 10 тысяч лет Звезда
Барнарда  подойдёт к Солнцу на 3,7 световых года и станет ближай-
шей звездой, после чего начнёт удаляться.
   5. Вольф 359 (звезда N359 по звёздному каталогу, составленному
Вольфом).  CN Льва.  7,6 светового года.  Видимая величина 13,46.
Светимость 0,00002. Красный карлик (M 6,5).
   6. Лаланд 21185 (или, что то же - BD+36гр.2147?). 8,1 светово-
го года.  Видимая величина 7,49.  Светимость 0,0052 (или 0,0055).
Красный карлик (M 2,1).
   7. Сириус  А,  или Собачья звезда,  Собачка,  Каникула.  Альфа
Большого Пса.  8,6 светового года [Купер,  Хенбест, 1998] или 8,8
светового года [Дагаев,  1955]. Видимая величина - минус 1,6 [Да-
гаев,  1955];  минус 1,3 [там же];  минус 1,5 [СЭС,  1981; Купер,
Хенбест,  1998];  минус 1,44 [Куликовский,  2002];  минус 1,46 (в
жёлтых лучах) [Ефремов,  2005].  Самая яркая  звезда  всего  неба
(кроме Солнца).  Абс.  зв.  величина - 1,6 [Дагаев, 1955]. Свети-
мость в 17 раз [Дагаев,  1955],  в 23 раза [Купер, Хенбест, 1998]
или в 22,3 раза больше солнечной [Куликовский, 2002]. Белая звез-
да Главной последовательности (A1) [Куликовский, 2002], ближайшая
к нам из звёзд данного типа.  Обладает звездой-спутником (см. ни-
же). Одна из трёх звёзд, у которых впервые было открыто собствен-
ное  движение (Эдмундом Галлеем в 1717-1718 гг.).  Одновременно с
ней изучались Альдебаран и  Арктур  [Куликовский,  2002].  Сириус
впервые появлялся на утреннем небе в разгар лета,  и тогда работы
в Риме прерывались,  и начинались каникулы (отсюда название Кани-
кула) [Ефремов, 2005].
   8. Сириус B,  или Щенок.  8,6 светового года. Видимая величина
8,7 (или 8,44). Светимость 0,002 (или 0,0025). Белый карлик (DA2)
[Куликовский, 2002]. Спутник Сириуса А с периодом вращения 50 лет
[Дагаев,  1955].  Первый обнаруженный белый карлик  [СЭС,  1981]:
сначала был предсказан Ф.Бесселем в 1844 г. на основании обработ-
ки наблюдений за Сириусом в 1834-1840 гг.,  открыт через  18  лет
известным американским изготовителем телескопов Кларком [Масевич,
Тутуков, 1988].
   9. UV Кита А,  или Лейтен 726-8 А. 8,9 светового года. Видимая
величина 12,4 (или 12,56). Светимость 0,000058. Красный карлик (M
5,5). Главный компонент системы из двух сходных по размеру и све-
тимости звёзд.
   10. UV Кита B, или Лейтен 726-8 B. 8,9 светового года. Видимая
величина 12,9 (или 12,96).  Светимость 0,00004. Красный карлик (M
5,5). Второй компонент системы из двух примерно одинаковых звёзд.
В  Интернета  [http://www.sci.aha.ru/ALL/c4.htm] эта и предыдущая
звёзды указаны как более близкие - 8.42 св.  года (должны быть  в
списке перед Сириусом).
   11. Росс 154.  V1216 Стрельца. 9,5 светового года. Видимая ве-
личина 10,6 (или 10,37). Светимость 0,0004 (или 0,00054). Красный
карлик (M 3,6).
   12. Росс 248. HH Андромеды. 10,3 светового года. Видимая вели-
чина 12,2 (или 12,  27). Светимость 0,0001 (или 0,00011). Красный
карлик (M 5,5) [Купер,  Хенбест, 1998]. Через 36 тысяч лет должен
подойти к Солнцу на 3 световых года (0,93 пк),  после чего начнёт
удаляться [Сурдин, 1994].
   13. Эпсилон Эридана.  10,7  светового  года  [Купер,  Хенбест,
1998],  или  3,3 парсека [Сурдин,  1999].  Видимая величина 3,72.
Светимость 0,3 [Купер,  Хенбест,  1998] или,  точнее, 0,29 [Кули-
ковский,  2002].  Масса  3/4  солнечной [Планеты наконец открыты?
1988].  Оранжевая звезда  [Купер,  Хенбест,  1998],  K2  [Сурдин,
1999], по другим сведениям - жёлтый карлик, как и Солнце [Планеты
уже открыты?  1988].  Звезда окружена кольцом пыли,  т.е. имеется
аналог облака Оорта. Внешний край кольца отстоит от звезды на 290
а.е., а внутренний - менее, чем на 0,8 а.е. [Сурдин, 1999]. Нали-
чие  внутри диска центральной "дыры" может означать существование
здесь планетной системы,  но довольно маленькой  (для  сравнения:
Земля отстоит от Солнца на 1 а.е.,  Нептун - на 30 а.е., Плутон -
на 40 а.е.).  Одна планета у этой звезды уже открыта. Её масса от
2 до 5 Юпитеров [Планеты наконец открыты? 1988].
   14. Лютиен 789-6,  или Лейтен 789-6 ABC. EZ Водолея. 10,8 све-
тового   года.  Видимая  величина  12,6,  или  12,32.  Светимость
0,00009, или 0,00012. Красный карлик (M 5,5).

   Таким образом, из 14 ближайших к нам звёзд 9 являются красными
карликами (64%). Значительно реже встречаются оранжевые, жёлтые и
белые звёзды.  Из 14 самых близких к нам звёзд 6-7, т.е. примерно
половина, входят в состав системы из нескольких звёзд. На основа-
нии этого материала можно также сказать,  что из 10 видимых звёзд
3 оказываются при ближайшем рассмотрении кратными (двойными, реже
тройными).  Из этих 14 звёзд  превосходят  Солнце  по  светимости
только 2 звезды, причём одна в 26 раз, но подавляющее число звёзд
уступает Солнцу по этому показателю, причём в сотни и тысячи раз.
Планеты пока найдены у 2 звёзд из этих 14,  т.е. у каждой седьмой
звезды, но речь идёт лишь о юпитероподобных планетах.

               ЕЩЁ НЕКОТОРЫЕ БЛИЗКИЕ К НАМ ЗВЁЗДЫ

                                 На Тау Кита
                                 Чегой-то не так -
                                 Там таукитайская братия
                                 Свихнулась, - по нашим понятиям.

                                                Владимир Высоцкий

                        Всё шире небосвод ночного мира,
                        И хочется, хоть безнадёжен путь,
                        Шагнуть на Звёздный Мост тропою Альтаира,
                        Чтобы в сиянье Веги утонуть.

                                                    Василий Бейко

   Ниже приводится перечень ещё 19 ближайших к нам звёзд, но в их
число не включены красные карлики, а также оранжевые карлики, на-
чиная  с K4.  До этого уже рассмотрены 5 звёзд подобного рода,  и
поэтому нумерация идёт с шестого номера. Звёзды тоже перечисляют-
ся  по мере удалённости от нас.  Сведения о расстоянии,  звёздной
величине,  светимости и звёздном типе тоже приводятся по  "Атласу
космоса" [Купер, Хенбест, 1998].
   6. Процион А.  Альфа Малого Пса.  11 световых лет [Купер, Хен-
бест, 1998]; 11,4 светового года [Дагаев, 1955]. Видимая величина
0,4.  Светимость 7,2 солнечной.  Жёлтая звезда Главной последова-
тельности (F5). Или F5 IV-V [Куликовский, 2002].
   7. Процион B.  11 св.лет.  10,4,  или 10,7.  Светимость 0,0005
(0,00054). Белый карлик.
   8. Тау Кита.  12 св.лет. 3,49. Светимость 0,44, или 0,45. Жёл-
тая Главной последовательности (G8). Имеет 11-летний цикл измене-
ния светимости,  как у Солнца,  но концентрация тяжёлых элементов
ниже,  чем у Солнца [На тау Кита - как на Солнце, 1995], т.е. эта
звезда значительно старше Солнца.  Если она  обладает  обитаемыми
планетами,  то  разумная  жизнь там могла опередить нашу разумную
жизнь, что обыграно в песне Высоцкого [Ю.Н.].
   9. Альтаир. Альфа Орла. 17 св.лет. 0,8, или точнее - 0,76 [Еф-
ремов, 2005]. Светимость 10, или 11. Белая Главной последователь-
ности (A7), по близости к нам из звёзд данного типа вторая (после
Сириуса) [Купер,  Хенбест,  1998]. Диаметр и форма определены ин-
терферометром.  Слегка сплюснута:  отношение осей в проекции сос-
тавляет 1,14 плюс-минус 0,03. Скорость вращения на экваторе - 240
км/с [Сурдин, 2004а].
   10. Эта  Кассиопеи.  19 св.лет.  3,4.  Светимость 1,2.  Жёлтая
Главной последовательности.
   11. Бэта Гидры. 21 св.год. 2.8. Светимость 3. Жёлтый субгигант.
   12. Фомальгаут.  Альфа Южной Рыбы. 22 св.года (7 парсек). 1,2.
Светимость 13.  Белая Главной последовательности (А3 V). Из таких
звёзд по близости к нам третья (после Сириуса и Альтаира) [Купер,
Хенбест,  1998].  По яркости это 17-я звезда неба [У  Фомальгаута
есть планета,  2006].  Гораздо интересней она тем, что это первая
звезда,  у которой удалось непосредственно наблюдать пылевой диск
(в  1984 г.).  Это было сделано при помощи либо спектр-интерферо-
метра,  либо звёздного аналога  внезатменного  коронографа.  Диск
имеет  форму  кольца.  Его  внешний край отстоит от звезды на 450
а.е.,  а внутренний - на 26 а.е. [позднее приводились совсем дру-
гие  цифры - см.  ниже].  Наличие внутри диска центральной "дыры"
говорит о существовании здесь планетной системы,  которая соизме-
рима с Солнечной (для сравнения: Нептун отстоит от Солнца пример-
но на 30 а.е., Плутон - на 40 а.е.) [Сурдин, 1999]. Уже в 2002 г.
подозрения о наличии планеты обрели конкретные очертания, а позд-
нее  [в  2004  г.?] превратились в уверенность после обследования
окрестностей звезды космическим телескопом "Хаббл" с помощью усо-
вершенствованной  обзорной  камеры  [У  Фомальгаута есть планета,
2006].  Выяснилось, что пыль окружает звезду узким кольцом. Внут-
ренний диаметр кольца - 133 а.е.,  а ширина - 25 а.е. [т.е. внеш-
ний диаметр -183 а.е.,  а не 900 а.е.,  как утверждалось раньше -
Ю.Н.].  Центр кольца отстоит от Фомальгаута на 15 а.е., что можно
объяснить только влиянием планеты,  находящейся на сильно вытяну-
той орбите с большой полуосью порядка 50-70 а.е.  Если бы это был
коричневый карлик,  то его бы увидели.  Второе доказательство су-
ществования  планеты  -  резко очерченный внутренний край кольца,
т.е.  планета выполняет роль "пастуха" для частиц  кольца.  Масса
пылевого диска оценивается в 50-100 масс Земли. Кольцо напоминает
пояс Койпера в Солнечной системе, но значительно массивней. Отли-
чия от Солнечной системы могут объясняться молодостью системы Фо-
мальгаута:  она не старше 200 миллионов лет [У  Фомальгаута  есть
планета, 2006].  В 2008 г. группе американских астрономов при по-
мощи космического талескопа "Хаббл" удалось сфотографировать пла-
нету в 119 а.е. от звезды и в 18 а.е, от внутренней границы коль-
ца.  Доказано,  что планета движется вместе с Фомальгаутом. Масса
планеты не более трёх Юпитеров, так как форма кольца не искажена.
Примечательно,  что массивная планета находится очень  далеко  от
звезды [Вибе, 2009].
   13. Пи-3 Ориона.  25 св.лет. 3,2. Светимость 3. Жёлтая Главной
последовательности.
   14. Вега.  Альфа Лиры.  26 св.лет [Купер, Хенбест, 1998]; 26,4
[Дагаев, 1955]; 8 парсек [Сурдин, 1999]. Видимая звёздная величи-
на 0,0 [Купер, Хенбест, 1998]; 0,1 [Дагаев, 1955]; 0,03 [Ефремов,
2005]. Абс. зв. величина - 0,6 [Дагаев, 1955]. Светимость 50 [Ку-
пер,  Хенбест,  1998].  Белая  Главной последовательности (А0 V).
Выглядит чуть голубоватой [Купер,  Хенбест,  1998].  Самая  яркая
звезда северного неба (полушария).  По данным инфракрасного спут-
ника "IRAS" (1983),  в настоящее время вокруг Веги идёт образова-
ние планетной системы ["IRAS" - великий первооткрыватель,  1996].
Звезда окружена кольцами пыли,  которые могут поставлять материал
для комет [Хэбинг,  Нейгебауэр, 1985; Купер, Хенбест, 1998], т.е.
имеется облако Оорта.  Пылевой диск имеет форму кольца. Его внеш-
ний край отстоит от звезды на 245 а.е., а внутренний - на 22 а.е.
Наличие внутри диска центральной "дыры" говорит  о  существовании
здесь  планетной  системы,  которая  соизмерима  с Солнечной (для
сравнения: Нептун отстоит от Солнца примерно на 30 а.е., Плутон -
на 40 а.е.) [Купер, Хенбест, 1996; др.]. Солнце вместе с Землёй в
настоящее время движется в сторону Веги (к созвездиям Геркулеса и
Лиры) [Дагаев,  1955а]. Вега - это первая звезда, для которой был
определён годичный параллакс.  Сделано это было в  1835-1836  гг.
В.Струве [Масевич,  Тутуков,  1988].  Вега второй по популярности
звёздный объект (после Крабовидной туманности и  соответствующего
пульсара)  по  числу  посвящённых ей научных работ с 1950 по 1984
гг.  (в каталоге Ошенбайна в 1984 г.  значится 512 ссылок - Масе-
вич, Тутуков, 1988).
   15. Мю Геркулеса.  26 св.лет. 3,4. Светимость 2. Жёлтый субги-
гант.
   16. Дзета Геркулеса. 31 св.год. 2,8. Светимость 5. Жёлтый суб-
гигант.
   17. Муфрид.  Эта Волопаса. 32 св.года. 2,7. Светимость 7. Жёл-
тый субгигант.
   18. Бэта Южного Треугольника.  33 св.года.  2,8. Светимость 5.
Жёлтая Главной последовательности.
   19. Арктур.  Альфа Волопаса. 36 св.лет. Видимая звёздная вели-
чина 0,0 (минус 0,04).  Светимость 100, или 110. Слабый оранжевый
гигант (K 1,5) [Дагаев, 1955; Куликовский, 2002]. После того, как
в солнечном ядре "выгорит" водород и начнётся слияние ядер гелия,
Солнце станет похожим на Арктур [Кейлер,  1992].  В 1950-1984 гг.
Арктур был третьим звёздным объектом по популярности у астрономов
(402 ссылки - см.  Вега).  Одна из трёх звёзд,  у которых впервые
было открыто собственное движение (Эдмундом Галлеем  в  1717-1718
гг.). Одновременно с ней изучались Альдебаран и Сириус [Куликовс-
кий, 2002].
   20. Поллукс.  Бэта Близнецов.  36 св.лет.  1,1. Светимость 30.
Слабый оранжевый гигант (K0).
   21. Поррима.  Гамма Девы. 36 св.лет. 2,7. Светимость 8. Жёлтая
Главной последовательности.
   22. Альфа Гидры.  36 св.лет.  2,9. Светимость 8. Белая Главной
последовательности.
   23 и 24.  Система 2MASSWJ0746425+2000321. Субкарликовая звезда
и коричневый карлик.  40 св.лет. 4 года исследовалась международ-
ной группой под руководством  Э.Буан.  Угловое  расстояние  между
компонентами от 0,13 до 0,22 секунд.  Период обращения - более 10
лет при большой полуоси орбиты 2,5 а.е.  Общая масса системы 0,15
солнечной.  Температура поверхности обеих звёзд около 1800 граду-
сов Кельвина. Им несколько сотен миллионов лет. Массы от 0,075 до
0,095 и от 0,052 до 0,072 солнечной [Определение массы коричнево-
го карлика, 2004].
   25 и 26.  Капелла ("Коза").  Альфа Возничего. 42 св.года. 0,1.
Светимость 60. Двойная звезда с обращением компонентов вокруг об-
щего центра масс за 104 суток [Кацова, Лившиц, 1998]. Один компо-
нент - активная поздняя звезда,  гигант класса F9 с периодом вра-
щения вокруг оси 7-8 суток. Второй компонент - гигант G6, пассив-
ная звезда с периодом вращения вокруг оси 104 дня, т.е., надо по-
нимать, повёрнута к своей "соседке" одной и той же стороной. При-
мер того,  что поверхностная активность звёзд связана с их враще-
нием вокруг оси [Кацова,  Лившиц,  1998].  По др.  сведениям, два
жёлтых слабых гиганта (G0 и G5) [Куликовский, 2002].
   27-32. Кастор.  Альфа  Близнецов.  Шестикратная  трёхуровневая
звёздная система [Сурдин,  2002а]. Визуально-двойная звезда - зе-
леноватая и жёлтая (2,0 и 2,9).  46 св.лет.  1,6.  Светимость 30.
Белая  Главной  последовательности (если говорить о главных звёз-
дах).  Кастор А состоит из двух звёзд,  угловое расстояние  между
которыми составляет 0,008 секунды.  Кастор B - тоже из двух, при-
чём более тесных (в 0,004 секунды одна от другой).  Угловое расс-
тояние  между  Кастором  А и Кастором B - 7,4 секунды.  Вокруг их
центра масс на расстоянии 73  секунды  вращается  двойная  звезда
Кастор  C  с  расстоянием  между двумя компонентами 0,001 секунды
[Сурдин, 2004б].
   33. Восемнадцатая звезда Скорпиона. 47 св.лет. "Двойник" Солн-
ца: сходна по массе,  температуре,  химическому составу,  периоду
обращения вокруг оси, уровню активности. Едва-едва видна невоору-
жённым глазом [У Солнца обнаружился "близнец", 2005].

   Таким образом, если не рассматривать красные карлики, Солнце и
сложно устроенный Кастор,  то среди 24 ближайших к нам звёзд име-
ется 2 белых карлика,  2 оранжевых Главной последовательности,  7
жёлтых Главной последовательности, 5 белых Главной последователь-
ности,  4 жёлтых субгиганта, 2 оранжевых гиганта, 1 желтовато-бе-
лый гигант и 1 жёлтый гигант. Больше всего оказалось в этом спис-
ке жёлтых звёзд Главной последовательности (около 30%),  т.е. та-
ких,  как наше Солнце. Превосходят Солнце по светимости 18 звёзд,
уступают ему - 6 (но, конечно, с учётом красных карликов уступаю-
щих звёзд больше, чем превосходящих).
   Из этих 24 звёзд двойными являются Сириус,  Процион и Капелла,
т.е. 6 звёзд;  тройными - система Альфы Центавра,  т.е.  3 звезды
(коричневый карлик и субкарлик под номером 23 и 24 не  рассматри-
ваются).
   Планетные системы известны  у  трёх  звёзд  из  рассмотренного
списка (Эпсилон Эридана, Фомальгаут, Вега).
   Солнце в список не включалось,  т.к.,  возможно, жёлтые звёзды
Главной  последовательности  наиболее  благоприятны  для развития
жизни около них,  а потому принадлежность Солнца к  перечисленной
группе  звёзд может быть слишком закономерной.  Солнце среди этих
звёзд оказалось лишь потому, что вблизи него есть разумная жизнь.
Если  бы  такой жизни не было,  то никто бы и не подсчитал звёзды
именно в этой области Галактики (антропный принцип).

         ЕЩЁ НЕКОТОРЫЕ ИНТЕРЕСНЫЕ ЗВЁЗДЫ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ

   Данный раздел - это справочник,  который не  предназначен  для
"сплошного" чтения.  Тем не менее,  о некоторых звёздах приведены
достаточно интересные сведения.  Названия этих звёзд подчёркнуты.
Кроме того, перечень 311 собственных имён звёзд с краткими сведе-
ниями об этих звёздах приводится в  Интернете  [http://astro.web-
sib.ru/sprav/im_zvezd.htm].
   Адара. Эпсилон Большого Пса?  Спектральный класс - B2 II, све-
тимость      8700      солнц,      в      650      св.      годах
[http://www.sci.aha.ru/ALL/c4.htm].
   Акрукс. Альфа Южного Креста.  Светимость в 4200  выше,  чем  у
Солнца [Куликовский,  2002].  Белый с голубоватым оттенком субги-
гант.
   Алгениб. Гамма Персея.
   ��_Алголь��. (по-арабски "Эль-Гуль",  т.е.  "Дьявол").  Бэта Персея.
Открытая  арабами  затменная  переменная звезда.  Её переменность
вторично обнаружена европейцами в 1667 г.  Это открытие принадле-
жит итальянцу Монтанари и совершено в тот же год, когда был опре-
делён период Миры Кита, т.е. для европейцев это вторая переменная
звезда.  В  1782-1784 гг.  исследовалась Дж.  Гудрайком,  который
раскрыл механизм переменности  [Куликовский,  2002].  Состоит  из
двух  (трёх  -  см.  ниже) шарообразных компонентов (A и B) резко
различной светимости,  которые поочерёдно  закрывают  (затмевают)
один другой. В течение 2 суток и 11 часов имеет постоянный блеск,
равный 2,2 звёздной величины; в это время видны и главная звезда,
и её спутник.  Затем спутник закрывает главную звезду,  и блеск в
течение 5 часов падает до 3,5 звёздной величины (на 1,3  звёздной
величины), а потом 5 часов растёт до исходного состояния. Через 2
суток и 11 часов спутник начинает затмеваться главной звездой,  и
блеск падает на 0,1 звёздной величины. Период Алголя составляет 2
суток 20 часов 46 минут, амплитуда - 1,3 звёздной величины [Дага-
ев,  1955]. Расстояние между звёздами - 0,062 а.е. (1/16 расстоя-
ния до Солнца).  Третья звезда системы (Алголь  C)  вращается  на
расстоянии  2,69 а.е.  от центра масс первых двух с периодом 1,86
лет. Общая масса системы - 5,8 масс Солнца. Отношение масс компо-
нентов - 4,5 :  1 :  2. Менее массивная звезда Алголь B больше по
размеру. Это сильно проэволюционировавший субгигант, а Алголь A -
звезда главной последовательности. Но более массивные звёзды эво-
люционируют быстрее (парадокс Алголя). Парадокс объясняется пере-
теканием  вещества:  когда более массивная звезда стала субгиган-
том, она заняла свою полость Роша, и вещество стало перетекать на
другую компоненту [wikipedia].
   Алиот. Эпсилон Большой Медведицы.
   Альбирео. Бэта Лебедя. Визуально-двойная звезда - жёлтая и го-
лубая.  3,2 и 5,4.  Компоненты удалены на 35 секунд дуги [Дагаев,
1955].
   ��_Альдебаран��.. Альфа Тельца.  Проецируется на рассеянное звёздное
скопление Гиады,  но в него не входит [Дагаев, 1955] или, вероят-
но, входит [Ефремов, 2005]. Видимая величина - 1 [ЭС, 1963]. Сла-
бый оранжевый гигант (K5),  в центре которого идёт  слияние  ядер
гелия [Кейлер,  1992].  Светимость в 160 раз больше Солнца [Кули-
ковский, 2002]. Одна из трёх звёзд, у которых впервые было откры-
то  собственное движение (Эдмундом Галлеем в 1717-1718 гг.).  Од-
новременно с ней изучались Сириус и Арктур [Куликовский, 2002].
   Алькор - см. Мицар.
   ��_Альдерамин��.. Альфа Цефея.  К 7500 г. из-за прецессии земной оси
к этой звезде перейдёт роль Полярной звезды [Сурдин, 2002б].
   Альнилан. Эпсилон  Ориона.  Голубой  сверхгигант спектрального
класса BO [Масевич, Тутуков, 1988].
   Альфа Близнецов - Кастор (см. раздел выше).
   Альфа Большого Пса - Сириус (см. раздел выше).
   Альфа Большой Медведицы - см. Дубге.
   Альфа Возничего - Капелла (см. раздел выше).
   Альфа Волопаса - Арктур (см. раздел выше).
   Альфа Геркулеса.  Визуально-двойная звезда - жёлтая и голубая.
3,5 и 5,4. Компоненты удалены на 5 секунд дуги [Дагаев, 1955].
   Альфа Гончих  Псов.  Визуально-двойная звезда - жёлтая и лило-
вая.  2,9 и 5,4.  Компоненты удалены на 20 секунд  дуги  [Дагаев,
1955].
   Альфа Девы - см. Спика.
   Альфа Дракона - см. Тубан.
   Альфа Кентавра - см. раздел выше.
   Альфа Киля - см. Канопус.
   Альфа Лебедя - см. Денеб.
   Альфа Лиры - Вега (см. раздел выше).
   Альфа Льва - см. Регул.
   Альфа Малого Пса - Процион (см. раздел выше).
   Альфа Малой Медведицы - см. Полярная звезда.
   Альфа Ориона - см. Бетельгейзе.
   Альфа Орла - Альтаир (см. раздел выше).
   Альфа Пегаса - см. Маркаб.
   Альфа Северной Короны - см. Гемма.
   Альфа Скорпиона - см. Антарес.
   Альфа Тельца - см. Альдебаран.
   Альфа Центавра - см. раздел выше.
   Альфа Цефея - см. Альдерамин.
   Альфа Эридана - см. Ахернар.
   Альфа Южного Креста - см. Акрукс.
   Альфа Южного Треугольника - см. Атриа.
   Альфа Южной Рыбы - Фомальгаут (см. раздел выше).
   Альциона. Эта Тельца. См. Плеяды.
   Антарес. Альфа Скорпиона.  Видимая величина - 1  [СЭС,  1981].
Светимость 690 солнечных [Дагаев, 1955], или 14000 солнечных [Ку-
ликовский,  2002]. Красный средний сверхгигант (M 1,5 Ia,b). Име-
ется спутник (B4 Ve).
   Арктур - см. выше.
   Астеропа. 21 Тельца. См. Плеяды.
   Атлас. 27 Тельца, См. Плеяды.
   Атриа. Альфа Южного Треугольника.
   ��_Ахернар��.. Альфа Эридана.  1-я звёздная величина. В 145 световых
годах.  Масса - 6 солнечных. На Главной последовательности. Класс
B3.  В  2002 г.  при помощи Очень большого телескопа (VLTI) Евро-
пейской южной обсерватории измерены диаметр и сплюснутость: эква-
ториальный радиус более чем на 50% превосходит полярный, что пока
не нашло объяснения,  т.к. скорость вращения звезды не более, чем
у Альтаира (см.).  Максимальный видимый диаметр - 12,0 плюс-минус
0,4, минимальный - 7,7 плюс-минус 0,2 [Сурдин, 2004а]. Светимость
в 1000 раз больше, чем у Солнца [Куликовский, 2002].
   ��_Беклина-Нейгебауэра объект��.,  или  инфракрасный  объект  Бекли-
на-Нейгебауэра (BN-объект).  Самая близкая и изученная звезда-ко-
кон. В Туманности Ориона. В центре компактного и плотного скопле-
ния протозвёзд.  Наиболее массивный объект этого  скопления  -  8
солнечных масс.  Светимость - 2000 солнечных. Температура излуче-
ния - 600 градусов Кельвина.  Открыт в 1966 г. как мощный инфрак-
расный источник.  Типичен. Через несколько сотен тысяч лет станет
нормальной звездой класса B и ещё сильнее  разогреет  и  ионизует
окружающий газ,  и  расширяющаяся  область молекулярного газа вы-
толкнет из новорожденного скопления остатки протозвёздного  газа.
Масса уменьшится,  скопление  расширится  и  станет либо подобием
Плеяд, либо ещё более "рыхлым" образованием - звёздной ассоциаци-
ей.
   Беллатрикс. Гамма Ориона.
   Бекрукс - см. Мимоза.
   Бенетнаш. Эта Большой Медведицы.  Видимая величина - 1,91.  До
звезды 192 световых года. Её абс. зв. величина - минус 1,9 [Дага-
ев, 1955].
   ��_Бетельгейзе��. ("Плечо  гиганта").  Альфа  Ориона.  Светимость  -
13000 солнечных [Дагаев,  1955].  Красный средний сверхгигант (M2
Iab) [Куликовский,  2002]. Первая звезда, у которой удалось разг-
лядеть  диск  (в космический телескоп им.  Хаббла,  исполнители -
А.Дупри и Р.Гиллиленд).  Диаметр звезды более чем  в  тысячу  раз
превышает диаметр Солнца.  Обнаружено пятно поперечником в 10 раз
больше Земли и температурой 7000 градусов Кельвина,  в  то  время
как  остальная поверхность нагрета лишь до 5000 градусов Кельвина
[Разглядеть Бетельгейзе "в лицо", 1996]. 0,5 парсека.
   Бэта Андромеды - см. Мирах.
   Бэта Близнецов - Поллукс (см. раздел выше).
   Бэта Большой Медведицы - см. Мерах.
   Бэта Водолея - см. Садалсууд.
   ��_Бэта Живописца��..  18 парсек,  или 50 св. лет [Сурдин, 1999]. По
другим данным - 70 св. лет [Вибе, 2009]. Белая Главной последова-
тельности (А3 V) [Сурдин,  1999]. Возраст - 12 миллионов лет [Ви-
бе, 2009]. Первая звезда, у которой открыт (в 1984 г.) аналог об-
лака Оорта - газопылевой диск [Куликовский, 2002], или обломочный
пылевой диск [Вибе, 2009]. Такие диски возникают при столкновении
и дроблении крупных планетизималей  [Вибе,  2009].  Внешний  край
кольца  отстоит от звезды на 790 а.е.,  а внутренний - на 17 а.е.
[Сурдин,  1999]. Наличие внутри диска центральной "дыры" означает
существование  здесь планетной системы,  которая пока меньше Сол-
нечной (для сравнения:  Земля отстоит от Солнца на 1 а.е., Нептун
- на 30 а.е., Плутон - на 40 а.е.) [Там скрывается планета? 1995;
Планета у Беты Живописца? 1996; Сурдин, 1999]. На наличие крупной
планеты  указывали искривлённость диска и его раздвоенность - ос-
новной и вторичный под углом к основному.  В 2008 г. группе фран-
цузских астрономов под руководством А.-М.Лагранж удалось при ана-
лизе снимков найти планету. Она отстоит от звезды на 8 а.е. Масса
- около 8 юпитеров.  Она как раз такая, чтоб можно было объяснить
искажения в форме диска.  Планетная система этой звезды в  первом
приближении похожа на нашу? [Вибе, 2009].
   Бэта Кентавра - см. Хадар.
   Бэта Лебедя - см. Альбирео.
   ��_Бэта Лиры��..  Характерный представитель типа затменно-переменных
звёзд,  названного по данной звезде. Состоит из двух разноразмер-
ных близких и "тяжёлых" компонентов,  которые вследствие  большой
массы  и  близости вытянуты по оси,  их соединяющей.  Так как эти
звёзды всё время "показывают" нам различные по площади "бока", их
светимость непрерывно меняется.  Блеск в максимуме - 3,4; в глав-
ном минимуме - 4,3;  во вторичном минимуме - 3,8. Период - 12,908
суток [Дагаев, 1955]. В 1782-1784 гг. исследовалась Дж. Гудрайком
[Куликовский, 2002].
   Бэта Льва - см. Денебола.
   Бэта Ориона - см. Ригель.
   Бэта Персея - см. Алголь.
   Бэта Центавра - см. Хадар.
   Бэта Южного Креста - см. Мимоза.
   Бэта Южного Треугольника - см. выше.
   Вега - см. выше.
   Винденмиатрикс (Виноделательница) - см. Гамма Девы.
   ��_Вольф 457��. (звезда N457 по  звёздному  каталогу,  составленному
Вольфом).  Самый маленький по диаметру белый карлик из известных.
Диаметр примерно  в  500  раз  меньше солнечного и в 5 раз меньше
земного.  Звезда в миллиард раз плотнее Солнца и в полтора милли-
арда  раз плотнее воды [Дагаев,  1955].  Спичечный коробок её ве-
щества весил бы на Земле 40 тысяч тонн и неизбежно провалился  бы
к центру Земли сквозь самое плотное земное вещество.
   ��_Вольф 1055��. (звезда N1055 по звёздному каталогу,  составленному
Вольфом).  Обладает спутником с видимой величиной 19,2 (в 700 ты-
сяч раз слабее Солнца) [Дагаев,  1955]. По крайней мере, до сере-
дины 20 в.  этот спутник считался самой слабой звездой из извест-
ных.  Будучи помещённым вместо Солнца он светил бы и "грел",  как
Луна.
   Гакрукс. Гамма Южного Креста.
   Гамма Андромеды.  Визуально-двойная звезда - оранжевая и голу-
бая. 2,3 и 5,1. Удалены на 10 секунд дуги [Дагаев, 1955].
   Гамма Большой Медведицы. Видимая величина - 2,54. До звезды 88
световых лет. Её абс. зв. величина - 0,4 [Дагаев, 1955].
   Гамма Девы.  Визуально-двойная  звезда.  Из двух жёлтых звёзд.
3,6 и 3,7.  Компоненты удалены на 9 секунд дуги  [Дагаев,  1955].
Древнее  название  -  Винденмиатрикс (Виноделательница),  так как
первое появление её на утреннем небе перед восходом Солнца  озна-
чало  наступление  сезона  сбора  винограда.  Упоминается в поэме
древнего грека Арата "Феномены" (275 г.  до н.э.).  Арат опирался
на труды Евдокса,  который в 4 в.  до н.э.  перенёс в Грецию, как
считается,  древнеегипетские,  но,  вероятноее, шумерские и вави-
лонские знания о звёздном небе. Ещё в поэме Арата упоминаются Си-
риус, Арктур, Капелла, Процион и Спика [Ефремов, 2005].
   Гамма Дельфина.  Визуально-двойная звезда - красная и изумруд-
ная.  4,5 и 5,5.  Компоненты удалены на 11 секунд  дуги  [Дагаев,
1955].
   Гамма Льва.  Визуально-двойная  звезда  -  голубовато-белая  и
оранжевая. 3,8 и 3,9. Компоненты удалены на 4 секунды дуги [Дага-
ев, 1955].
   Гамма Овна.  Визуально-двойная звезда - из двух  белых  звёзд.
4,8 и 4,8. Компоненты удалены на 8 секунд дуги [Дагаев, 1955].
   Гамма Ориона - см. Беллатрикс.
   Гамма Пегаса - см. Алгениб.
   Гамма Цефея.  48 св.лет.  Светимость 8. Имеется спутник массой
1,7 Юпитера [Планеты наконец открыты? 1988].
   Гамма Южного Креста - Гакрукс.
   ��_Геркулес X-1��. - тесная двойная звезда, в составе которой быстро
вращающийся  аккреционирующий пульсар с сильным магнитным полем и
звезда главной последовательности, с которой на пульсар перетека-
ет вещество. Рентгеновский объект [Масевич, Тутуков, 1988].
   ��_Гиады��. - самое близкое к нам рассеянное звёздное  скопление.  В
Тельце.  Рядом с Альдебараном, который проецируется на скопление,
но в него не входит.  В 120 световых годах. Около 130 звёзд. Диа-
метр около 14 световых лет. Менее компактно в сравнении с Плеяда-
ми, но содержит более яркие звёзды. Удаляющееся от нас скопление.
Постепенно распадается, но просуществует ещё миллиарды лет [Дага-
ев,  1955].  Диаграмма "цвет - звёздная  величина"  впервые  была
построена  для  скоплений Плеяды и Гиады,  что привело к созданию
диаграммы "спектр - светимость" Герцшпрунга - Ресселла [Куликовс-
кий, 2002].
   Делено. 16 Тельца. См. Плеяды.
   Дельта Большой Медведицы - см. Мегрец.
   ��_Дельта Цефея��..  Звезда, по которой сходные с ней звёзды названы
цефеидами. Правильная   физическая  переменная  звезда,  меняющая
блеск на 0,7 звёздной величины из-за изменения диаметра с  перио-
дом 5,366 суток (т.е.  из-за пульсации). Увеличение блеска проис-
ходит в течение 1/3 периода,  что сопровождается уменьшением диа-
метра звезды примерно на 5%.  Потом в течение 2/3 периода следует
ослабление блеска и увеличение диаметра.  Температура поверхности
меняется  от  6000 до 7000 градусов Цельсия,  спектр - с G2 до F0
[Дагаев, 1955]. Эта цефеида была одной и трёх, у которых в начале
21 в.  французскими и американскими учёными был обнаружен газовый
кокон из выбросов [Цефеиды погружены..., 2006].
   Денеб. Альфа Лебедя.  1-я звёздная величина,  или точнее  1,25
[Ефремов,  2005].  Светимость 270000 солнечных. Яркий сверхгигант
(A2 Iа) [Куликовский,  2002].  Расстояние - от 1600 до  3200  св.
лет.  Через пару миллионов лет станет сверхновой [http://ru.wiki-
pedia.org/wiki/%D0%94%D0%B5%D0%BD%D0%B5%D0%B1].
   Денебола. Бэта Льва.
   ��_Дзета Близнецов��..  Долгопериодическая  цефеида  с  максимальным
блеском 3,7,  амплитудой 0,4 и периодом 10 суток 4 часа  [Дагаев,
1955].  Одна из ярчайших цефеид Северного полушария. Ближайшая из
цефеид,  не считая Полярной.  Недавно при помощи  интерферометра,
разнесённого по двум телескопам, был измерен её угловой диаметр -
15 десятитысячных секунды с колебаниями порядка 10%. Это позволи-
ло уточнить расстояние до звезды - 1100 световых лет,  что согла-
суется с оценкой спутника "Гиппарх", определявшего расстояние ме-
тодом параллакса [Вибе, 2001в].
   Дзета Большой Медведицы - см. Мицар.
   ��_Дзета Возничего��..  Затменно-переменная  звезда типа Беты Лиры с
максимумом блеска 3,9, амплитудой 0,7 и периодом 972 суток [Дага-
ев,  1955]. Интересна относительной удалённостью компонентов один
от другого.
   Дубге, Дубхе.  Альфа  Большой  Медведицы.  Видимая  величина -
1,95.  До звезды 105 световых лет.  Её абс.  зв. величина - минус
0,6 [Дагаев, 1955].
   ��_Ипсилон Андромеды��..  "Обычная" звезда, у которой достоверно из-
вестны три планеты с минимально возможными для наблюдения массами
- 0,71;  2,11 и 4,61 от массы Юпитера [Сурдин, 2000б]. Внутренний
"горячий  Юпитер" делает оборот за несколько дней и открыт в 1996
г.,  а две внешние планеты, сильно возмущающие орбиты друг другу,
были открыты в 1999 г.  За несколько лет после этих открытий пла-
нетная система была подробно изучена.  Компьютерное моделирование
показало,  что когда-то был ещё более далёкий "юпитер", но он по-
кинул систему, сделав орбиту внешней планеты эллиптической. После
этого  орбита средней планеты стала с периодом в 6700 лет то ста-
новиться круговой,  то опять эллиптической [Почему  у  экзопланет
вытянутые орбиты, 2005].
   ��_Йота Киля��.. Одна из близких цефеид. Массивный сверхгигант, пре-
вышающий Солнце по размеру в 180 раз. Пульсирует с гигантским для
цефеид периодом (35,52 дня)  и  очень  большой  амплитудой  (0,72
звёздной  величины).  Эта цефеида была одной и трёх,  у которых в
начале 21 в.  французскими и американскими учёными на Европейской
южной обсерватории был обнаружен газовый кокон из выбросов. Поте-
ря массы,  по некоторым оценкам, может достигать 1/100000 солнеч-
ной массы в год [Цефеиды погружены..., 2006].
   ��_Йота Часов��..  56 св.лет.  Похожа на Солнце.  В 1997  г.  открыт
спутник в 2,26 раз массивней Юпитера, который находится на орбите
вроде земной,  хотя и более вытянутой (в перигелии, как Венера, а
в афелии, как Земля) [Сурдин, 1999а].
   ��_Канопус��.. Альфа  Киля.  Видимая  величина  - минус 0,9 [Дагаев,
1955]. Вторая по блеску после Сириуса звезда всего неба. Находит-
ся в южном полушарии, из России не видна. Яркий гигант F0. Свети-
мость 16000 солнечных.
   Капелла - см. выше.
   Кастор - см. выше.
   ��_Коричневый карлик 2M1207��.. Первая звезда, у которой был сфотог-
рафирован спутник.  Он в 100 раз тусклее  этой  звезды  и  назван
2M1207b.  Фотоснимок был получен в 2004 г.,  после чего к 2005 г.
было доказано,  что оба тела обладают одинаковым собственным дви-
жением. В спектре спутника сильны линии молекул воды, что говорит
о его низкой температуре.  Масса в 5 раз превышает массу Юпитера.
Расстояние  от звезды в 2 раза больше радиуса орбиты Нептуна [Ви-
бе, 2006].
   ��_Кохаб��.. В Ковше Малой Медведицы.  В эпоху египетских пирамид по
этой  звезде  и  Мицару  (см.)  определялось направление на север
[Сурдин, 2001в].
   Ламбда Тельца.  Затменно-переменная звезда типа  Беты  Лиры  с
максимумом блеска 3,8,  амплитудой 0,4 и периодом 3 суток 23 часа
[Дагаев, 1955].
   Майя. 20 Тельца. См. Плеяды.
   Маркаб. Альфа Пегаса.
   Мегрец ("Начало хвоста") [Ефремов,  2005]. Дельта Большой Мед-
ведицы.  Видимая величина - 3,44.  До звезды 76 световых лет.  Её
абс. зв. величина - 1,6 [Дагаев, 1955].
   Мерах (или Мерак, т.е. Брюхо). Бэта Большой Медведицы. Видимая
величина - 2,44. До звезды 76 св. лет. Её абс. зв. величина - 0,6
[Дагаев, 1955].
   Меропа. 23 Тельца. См. Плеяды.
   Мимоза. Бекрукс.  Бэта  Южного  Креста.  Светимость в 3200 раз
больше, чем у Солнца. Белая с голубоватым оттенком. Слабый гигант
(B 0,5) [Куликовский, 2002].
   ��_Мира��. ("Удивительная"). Омикрон Кита. Мира Кита. Вторая по вре-
мени открытия (после Алголя) переменная звезда. Первая переменная
звезда, открытая  европейцами (переменность Алголя в Европе заме-
тили только в 1667 г.).  Изменение блеска открыто 13 августа 1596
г. Д.Фабрициусом. Систематически изучаться стала с 1639 г. нидер-
ландцем И.Хольвардой (Гольвардой),  который открыл  периодичность
блеска Миры.  В 1667 г. И.Буйо (Франция) установил, что периодич-
ность составляет 333 дня [Куликовский, 2002]. Название "Мира" да-
но  польским  астрономом Яном Гевелием и означает "Удивительная".
Звезда, по которой сходные с ней звёзды названы миридами. Молодой
красный  пульсирующий сверхгигант.  Правильная долгопериодическая
физическая переменная звезда, меняющая блеск из-за изменения диа-
метра с периодом в среднем в 331 сутки. Период в течение ряда лет
медленно изменяется от 320 до 370 суток,  т.е.  имеется периодич-
ность двух порядков.  Температура поверхности меняется от 2500 до
2000 градусов Цельсия, светимость - от 2,0 до 10,1 звёздной вели-
чины, т.е. в 1500 раз, что сопровождается "исчезновением" для не-
вооружённого глаза этой яркой звезды [Дагаев,  1955]. Если верить
Джеймсу Кейлеру,  гелий в ядре этой звезды "выгорел", там остался
центральный "огарок" из углерода и  кислорода,  светятся  же  две
внешние оболочки с "догорающими" водородом и гелием,  средняя яр-
кость звезды постепенно возрастает, в год с неё выбрасываются три
земных массы вещества,  когда-то такую стадию эволюции будет про-
ходить Солнце [Кейлер,  1992].  В 2007 г.  или годом ранее у Миры
Кита  был  открыт хвост кометного типа,  но фантастически больших
размеров. Открытие совершено американцами при помощи космического
телескопа GALEX ("Исследователь эволюции галактик"). Хвост тянет-
ся по пути следования звезды на протяжении 4 диаметров Луны,  или
2 градусов, т.е. он вытянулся на 13 световых лет. Сейчас Мира ле-
тит с [относительной?] скоростью 130 км/с, т.е. быстрее большинс-
тва  близких звёзд,  и протяжённость хвоста соответствует её пути
за 30 тысяч лет.  Хвост шире и ярче в положениях,  которые  соот-
ветствуют времени в 10, 20 и 30 тысяч лет назад, что означает на-
личие периодических колебаний интенсивности звёздного ветра.  Ещё
обнаружены  головная ударная волна и подобие кильваторного следа.
Хвост виден только в ультрафиолетовом диапазоне, так как, вероят-
но, нагрет этой ударной волной [Звезда с хвостом, 2007].
   Мирах. Бэта Андромеды.
   ��_Мицар��. ("Конь").  Дзета  Большой Медведицы.  Видимая величина -
2,40.  До звезды 78 световых лет. Её абс. зв. величина - 0,5 [Да-
гаев,  1955]. Это различимая простым глазом двойная звезда. Спут-
ник - Алькор ("Всадник"), 80 Большой Медведицы, 4,0. В то же вре-
мя система является визуально-тройной, т.к. Мицар состоит из двух
звёзд,  видимых в телескоп отдельно (Мицар А и Мицар B,  открытые
Галилеем в 1611 г.).  Один из компонентов Мицара,  наиболее яркий
(Мицар А),  в свою очередь, оказался спектрально-двойным, т.е. на
самом деле имеется трёхуровневая иерархическая система из 4 звёзд
[Дагаев, 1955]. Двойственность Мицара А открыта в 1889 г. Это бы-
ло первое открытие подобной системы [Сурдин,  2004б].  Различение
Мицара и Алькора - один из  тестов  на  остроту  зрения.  Угловое
расстояние между ними - 11,8 минуты [СЭС,  1981].  Два золотистых
компонента Мицара имеют блеск 2,4 и 4,0, удалены на 14 секунд ду-
ги [Дагаев,  1955]. В эпоху египетских пирамид северный полюс не-
бесной сферы находился по середине между  Мицаром  и  Кохабом  (в
ковше Малой Медведицы),  и, вероятно, точное направление на север
определялось в момент,  когда обе эти звезды были видны на  одной
вертикали. По ним сориентированы пирамиды. Направление это посте-
пенно менялось,  и пирамиды, построенные в разные годы, сориенти-
рованы чуть-чуть по-разному. Это позволяет уточнить их возраст: с
точностью до 5 лет, а не до 100, как принято по историческим дан-
ным [Сурдин, 2001в].
   ��_Объект Сакураи��.. Молодой белый карлик, открытый 20 февраля 1996
г. японским любителем астрономии Юкио Сакураи в момент внезапного
усиления яркости.  Согласно теоретическим моделям "финальная" ге-
лиевая  вспышка (см.  выше) должна протекать в течение нескольких
столетий,  но в данном случае эти события  произошли  в  100  раз
быстрее  (за  несколько лет),  что потребовало пересмотра теории.
Вероятно,  недоучтена была сильная конвекция между слоями над яд-
ром. Наверное, объект Сакураи вспыхнет ещё раз, а потом уже успо-
коится [Второе рождение объекта Сакураи, 2006].
   Омикрон Кита - см. Мира.
   Плейона. 28 Тельца. См. Плеяды.
   ��_Плеяды��.. Стожары  (но Стожарами в народе называют также созвез-
дие Ориона - см.  Паустовский  "Мещорская  сторона").  Рассеянное
звёздное скопление в Тельце. Согласно греческой мифологии, Плеяды
- это  7 дочерей Атланта,  превращённых Зевсом в созвездие,  чтоб
спасти их от преследований охотника-великана Ориона [СЭС,  1981].
В  скоплении невооружённым глазом видно 6-7 звёзд,  в сильный те-
лескоп - более 250. Оптимальная видимость поздней осенью и зимой.
В  490  световых  годах.  Диаметр  около 17 световых лет [Дагаев,
1955].  Самая яркая звезда - Альциона [СЭС, 1981]. Основу "скеле-
та"  скопления  образует  неправильный  четырёхугольник  из ярких
звёзд Майя,  Электра,  Мерепа и Алциона (перечислены  по  часовой
стрелке,  начиная  с  наиболее  близкой к сгущению довольно ярких
звёзд).  Дугу в упомянутом сгущении образуют (по часовой стрелке)
почти слитно видимые Астеропа I и Астеропа II,  а также Гайгета и
Целена. Пара звёзд со стороны Алционы - Атлант (чуть ярче) и Пле-
йона.  Перечисленные звёзды относятся к B-звёздам и столь молоды,
что окружены остатками газопылевых туманностей,  из которых обра-
зовались.  В состав скопления входят и другие звёзды главной пос-
ледовательности вплоть до жёлтых и  красных  карликов.  Скопление
постепенно распадается, но просуществует ещё миллиарды лет [Дага-
ев, 1955].  Общее собственное движение ярких звёзд Плеяд было об-
наружено в  1840 г.  Диаграмма "цвет - звёздная величина" впервые
была построена для скоплений Плеяды и Гиады, что привело к созда-
нию диаграммы "спектр - светимость" Герцшпрунга - Ресселла [Кули-
ковский, 2002].
   Поллукс - см. выше.
   ��_Полярная звезда��..  Альфа  Малой  Медведицы.  Видимая величина -
2,1.  До звезды 465 световых лет [Дагаев, 1955]; по более поздним
данным - 431 [Переменный характер "неподвижной" звезды, 2005] или
даже 306,  если учесть влияние соседних звёзд на  поведение  этой
самой близкой к нам цефеиды [там же].  Её абс. зв. величина - ми-
нус 3,3 [Дагаев,  1955] или минус 3,2 [там же]. Светимость - 1740
солнечных [Дагаев, 1955]. Ближайшая на небесной сфере к Северному
полюсу яркая звезда; отстоит от него примерно на 1 градус; указы-
вает направление на Северный полюс Земли и широту местности,  ко-
торая примерно равна высоте  этой  звезды  над  горизонтом  [СЭС,
1981]. В Казахстане Полярная звезда называлась "Темир-Козух", что
означает вбитый в небо "железный гвоздь" (Малая Медведица  -  ар-
кан,  Большая  Медведица  -  заарканенный конь,  обегающий вокруг
гвоздя за сутки) [Дагаев,  1955].  Полярная звезда  до  недавнего
времени  относилась к категории долгопериодических цефеид и пуль-
сировала с периодом четверо суток [Природа, 1991, N1, с.102]. Пе-
риод  пульсации с каждым годом увеличивался примерно на 8 секунд.
Столетие назад звезда сокращалась,  утрачивая 15%  яркости,  а  в
1990-х гг.  - ок. 2%. Общая светимость тоже уменьшилась на 15%. А
со времён Клавдия Птолемея (2 в.  н.э.) - в 2,5 раза  [Переменный
характер...,  2005].  Пульсации продолжались 40 тысяч лет и, сог-
ласно прогнозам теоретиков,  должны были вот-вот прекратиться.  В
1991 г.  [или годом-другим ранее] пульсации упала с 5 км/с до 0,5
км/с. В 1992 г. пульсация должна была совсем прекратиться [Приро-
да,  1991,  N1,  с.102].  По  другому прогнозу [Переменный харак-
тер..., 2005], Полярная приближается к первому периоду покоя, ко-
торый характерен для "затухающих" цефеид,  но и в этом случае она
совсем перестанет пульсировать лишь через  столетие.  Полярная  -
одна из трёх цефеид, у которых в начале 21 в. французскими и аме-
риканскими учёными на Европейской южной обсерватории был  обнару-
жен газовый кокон из выбросов [Цефеиды погружены..., 2006].
   Процион - см. выше.
   Пшибыльского звезда. С уникальным химическим составом - метал-
ла гольмия в миллиарды раз больше, чем в среднем в других звёздах
[Тоточава, 2009].
   Регул. Альфа Льва. 1-я звёздная величина.
   ��_Ригель��.. Бэта Ориона.  Нулевая звёздная величина. Белый с голу-
боватым оттенком яркий сверхгигант (B8).  Светимость в 45000  раз
больше, чем у Солнца [Куликовский, 2002].
   ��_Ро Кассиопеи��..  "Главной претенденткой на роль следующей сверх-
новой в нашей Галактике является звезда ро Кассиопеи.  К счастью,
она находится на вполне безопасном для нас расстоянии 10 000 све-
товых лет. Она относится к немногочисленному классу жёлтых сверх-
гигантов.  Во всём Млечном Пути имеется лишь семь звёзд этого ти-
па. Международная группа астрономов начала изучать ро Кассиопеи в
1993 г.  За прошедшие годы у звезды наблюдались периодические ко-
лебания температуры на несколько  сотен  градусов.  Затем,  летом
2000  г.,  температура  её внезапно упала примерно с 7000 до 4000
градусов. В это время исследователи обнаружили в атмосфере звезды
окись титана,  которая,  как считается, входит в состав оболочки,
выброшенной с поверхности звезды мощной ударной волной"  [Хокинг,
Млодинов, 2005, с.94].
   Садалсууд (арабское "счастье счастий"). Бэта Водолея. Пребыва-
ние Луны в Водолее считалось особо благоприятным,  от чего  прои-
зошло название [Ефремов, 2005].
   Сакураи объект - см. Объект Сакураи.
   ��_Сверхновая звезда  369 г��..  В Кассиопее.  Место взрыва - мощный
"точечный" радиоисточник [Гетманцев, 1955]. На метровых волнах от
него приходит такой же поток радиоволн, как от Солнца. Теперь это
- расширяющаяся газовая туманность без  видимых  остатков  звезды
[Засов, Кононович, 2001].
   ��_Сверхновая звезда 1006 г��.. Описана китайцами, светила, как Луна
в первой четверти [Природа, 1985, N10]. Вспыхнула 1 мая в созвез-
дии Волка и несколько месяцев была видна на фоне дневного неба  в
Китае,  Японии,  Египте, Ираке, Италии, Швейцарии. Недавно в Чили
обнаружена слабосветящаяся водородная оболочка,  окружающая место
взрыва и порождённая ударной волной в разреженном межзвёздном га-
зе.  Скорость - 2900 км/с. Тип сверхновой - Iа (белый карлик, пе-
ретянувший  вещество со спутника до критической массы и полностью
разрушившийся при взрыве).  Видимая звёздная величина взрыва сос-
тавляла минус 7,5 (посередине между Венерой и полной Луной).  При
этом свете можно было читать.  Египетский врач и астролог Али бин
Ридван  и сравнил её с этими светилами [Найден остаток историчес-
кой сверхновой, 2003].
   ��_Сверхновая звезда 1054 г��..  "Звезда-гостья". Описана китайцами.
Упоминается также в японских и европейских хрониках [Куликовский,
2002].  Образовала  волокнистую Крабовидную туманность,  в центре
которой имеется пульсар,  вращающийся со скоростью 30 оборотов  в
секунду [Гонсалес,  1986; Сурдин, 2000б], т.е. с периодом 33 мил-
лисекунды.  По другой заметке,  скорость вращения - 33 оборота  в
секунду [Крабовидная туманность,  2003],  а период, стало быть, -
30 миллисекунд [Ю.Н.]. Период вращения увеличивается в среднем со
скоростью 13,5 микросекунды в год [Гонсалес,  1986]. Связь Крабо-
видной туманности с данной сверхновой  звездой  была  доказана  в
1942 г. Н.Мейоллом из США и Я.Оортом из Нидерландов [Куликовский,
2002]. К середине 1980-х годов это единственный известный в Нашей
Галактике  случай связи остатков сверхновой с пульсаром [Сьюард и
др., 1985]. Пульсар излучает в радио-, рентгеновском и оптическом
диапазонах. Центробежная сила и магнитное поле пульсара разгоняют
частицы вокруг пульсара до околосветовых скоростей.  В результате
наблюдений 2000-2001 гг.  (телескоп "Хаббл", рентгеновская косми-
ческая лаборатория "Чандра") вблизи пульсара обнаружены серия эк-
ваториальных ударных волн, рентгеновское кольцо в плоскости эква-
тора,  дуги из частиц в той же плоскости (половина световой  ско-
рости, движение по дуге в магнитном поле), потоки частиц от полю-
сов (в виде рыхлых облачков дыма), вторжение этих струй в медлен-
но движущееся облако с рождением полярных ударных волн [Крабовид-
ная туманность, 2003].
   Сверхновая звезда  1181 г.  Описана китайцами [Природа,  1985,
N10].
   ��_Сверхновая [примерно  1319 г��..?].  Найдена немецкими учёными по
данным рентгеновского спутника "Rosat".  Самый близкий из извест-
ных взрывов сверхновых, в 600 световых годах. Был ярче любой пла-
неты,  но не отмечен летописцами (или за облаками космической пы-
ли,  или низко над горизонтом, или из-за того, что Китай был зах-
вачен монголами,  и в летописях имеется пробел) [Открыта сверхно-
вая..., 1999].
   ��_Сверхновая звезда 1572 г��.. В Кассиопее. Открыта в ноябре [Кули-
ковский,  2002]. Была видна днём невооружённым глазом. Через нес-
колько  суток стала быстро,  а потом медленно ослабевать,  иногда
давая небольшие вторичные вспышки.  "Исчезла" для  невооружённого
глаза через 2 года [Дагаев,  1955]. Наблюдалась Тихо Браге, кото-
рый посчитал, что она сконденсировалась из вещества Млечного Пути
[Сурдин, 1999].
   ��_Сверхновая звезда 1604 г��..  "Звезда Кеплера". В Змееносце. Отк-
рыта 9 октября.  Наблюдалась И.Кеплером, Г.Галилеем и Д.Фабрициу-
сом [Дагаев, 1955; Сурдин, 1999].
   Сириус - см. выше.
   Спика, или Колос.  Альфа Девы.  B1 III-IV + B2V  [Куликовский,
2002]. 1-я звёздная величина. Светимость в 2400 раз больше, чем у
Солнца. См. также Гамма Девы.
   Стожары - см. Плеяды.
   Тайгета. 19 Тельца. См. Плеяды.
   ��_Тау Тельца��..  Звезда,  по  которой сходные с ней звёзды названы
переменными типа T Tau.  Неправильная переменная с яркими эмисси-
онными линиями  (линиями излучения) водорода и кальция.  С 1940-х
годов считается очень молодой звездой.
   Толиман. Альфа Центавра. См. выше.
   ��_Трапеция Ориона��.  - молодая неустойчивая кратная система из че-
тырёх O- и B-звёзд в туманности Ориона.  Дала название  соответс-
твующему типу кратных звёзд [Дагаев, 1955].
   ��_Тубан��.. Альфа Дракона.  В 2600 г. до н.э. северный конец земной
оси  был  направлен на эту звезду,  но перестал "смотреть" на неё
из-за прецессии земной оси [Сурдин, 2002б].
   Фомальгаут - см. выше.
   Хадар. Бэта Центавра. Белая с голубоватым оттенком. Слабый ги-
гант (B1).
   ��_Хи и Ха Персея��..  Рассеянное двойное звёздное скопление.  Опти-
мальная видимость осенью и зимой в безлунную ночь  (еле  заметное
туманное пятнышко).  Из тысяч звёзд.  В 4300 световых годах. Диа-
метр каждого из двух скоплений - 45 световых лет [Дагаев,  1955].
Скопление постепенно распадается,  но просуществует ещё миллиарды
лет [Дагаев, 1955].
   Шаула. В Скорпионе. 25-я звезда неба по яркости [http://ru.wi-
kipedia.org/wiki].
   Электра. 17 Тельца. См. Плеяды.
   Эльнат. Бэта    Тельца    [http://www.cosmoportal.org.ua/page-
sid-15.html].
   Эпсилон Большой Медведицы.  Видимая величина - 1,68. До звезды
49 световых лет. Её абс. зв. величина - 0,8 [Дагаев, 1955].
   Эпсилон Возничего. Затменно-переменная звезда типа Беты Лиры с
максимумом блеска 3,4,  амплитудой 0,8 и периодом 27 суток 2 часа
[Дагаев, 1955].
   Эпсилон Волопаса.  Визуально-двойная звезда - жёлтая и зелено-
ватая.  2,7 и 5,1.  Компоненты удалены на 3 секунды дуги [Дагаев,
1955].
   ��_Эпсилон Лиры��..  Визуально-четырёхкратная  звезда,  состоящая из
двух пар.  В бинокль видна двойной - из белой и голубой звёзд.  В
сильный  телескоп  каждый из компонентов оказывается состоящим из
двух звёзд.  Блеск 5,1 и 6,0;  5,1 и 5,4. Между парами 208 секунд
дуги [Дагаев, 1955].
   Эпсилон Ориона - см. Альнилан.
   Эта Большой Медведицы - см. Бенетнаш.
   ��_Эта Киля��.. В Туманности NGC 3372. Голубая переменная звезда вы-
сокой светимости, с газопылевым коконом [Сурдин, 2006а]. Сверхги-
гант класса О3 с массой близкой к 200 солнечных, что слишком мно-
го по современным теоретическим представлениям.  Наиболее массив-
ная звезда Галактики. Светимость - миллион солнечных. Эпизодичес-
ки вспыхивает.  Погружена в плотную пылевую туманность Homunculus
("человечек") в 3 килопарсеках от нас [Сурдин,  1999]. Туманность
представляет собой два не совсем правильных шара (или два лепест-
ка),  разделённых экваториальным диском:  в 19 в. звезда сбросила
свои внешние оболочки массой в 10 солнц [Клочкова,  2009]. Звезда
интенсивно теряет газ (вероятно, в форме биполярного потока, т.к.
Homunculus напоминает оболочку  земляного  ореха).  Под  влиянием
звезды туманность расширяется со скоростью 700 км/с. Аналоги этой
звезды,  полностью освободившиеся от коконов, известны в соседних
галактиках  как ярчайшие переменные типа Хаббла-Сэндиджа [Сурдин,
1999].  Звезда похожа на звезду  в  соседней  галактике,  которая
взорвалась как рекордно яркая сверхновая SN 2006gy [Вибе,  2007].
В 2003 г.  выяснилось,  что Эта Киля является двойной  звездой  с
массой компонентов 90 и 30 солнечных,  а их суммарная изначальная
масса составляла порядка 150 солнечных.  Скорость  истечения  ве-
щества для двух компонентов составляет соответственно 1000 и 3000
км/с.  Эта Киля - типичный представитель LBVs-звёзд,  т.е.  звёзд
предельно высокой светимости,  демонстрирующих мощные выбросы ве-
щества [Клочкова, 2009].
   Эта Орла.  Долгопериодическая  цефеида  с максимальным блеском
3,7, амплитудой 0,7 и периодом 7 суток 4 часа [Дагаев, 1955].
   Эта Тельца. Альциона. См. Плеяды.
   ��_Ясли��.. Рассеянное звёздное скопление в  созвездии  Рака.  Опти-
мальная  видимость весной.  Скопление постепенно распадается,  но
просуществует ещё миллиарды лет [Дагаев, 1955].
   ��_AB Золотой Рыбы��..  В 48 световых годах. 4-кратная звезда. Между
АВ Dor A и AB Dor B 135  а.у.  Между  двумя  компонентами  первой
звезды 1 а.е.  У второй звезды есть слабый спутник,  открытый не-
давно.  Масса спутника в 93 раза больше, чем у Юпитера (0,09 сол-
нечной массы). Тем не менее, это нормальная звезда, а не коричне-
вый карлик с максимальной массой 0.75 солнечной.  Температура по-
верхности  и  светимость  спутника  значительно ниже теоретически
предсказанной [Сурдин, 2005а].
   ��_Cas A��..  Нейтронная звезда.  Остаток сверхновой  Cassiopeia  A,
взорвавшейся 330 лет назад и незамеченной. В 3,4 кпк. Самая моло-
дая известная нейтронная звезда из числа  доступных  наблюдениям.
Не  пульсар.  Без  магнитного  поля.  С  рентгеновским излучением
(звезда изучалась космической  рентгеновской  обсерваторией  NASA
"Chandra").  На поверхности углерод,  образовавшийся в результате
термоядерного синиеза из водорода  и  гелия,  которые  попали  из
межзвёздной среды.  Высота  атмосферы - 10 см,  плотность - как у
алмаза,  давление - в 10 раз больше, чем в центре Земли, темпера-
тура  - 2 миллиона градусов.  Сила тяжести на поверхности - в 100
000 000 000 больше, чем на земле [Углеродная атмосфера у нейтрон-
ной звезды в Кассиопее А, 2010].
   ��_CM Дракона��..  С  1994  г.  в  США велись наблюдения этой звезды
сетью из 10 телескопов на  разных  континентах.  Зарегистрировано
несколько  еле  заметных снижений яркости,  что может объясняться
прохождением планеты по диску. Её диаметр должен быть всего 1,5-3
земных,  т.е.  планета  хоть  и гораздо больше Земли,  но гораздо
меньше Юпитера [В поисках планет,  подобных Земле, 1999]. Вероят-
но, эта информация раньше (и сейчас?) не казалась достоверной.
   ��_Corot-7��. (TYC 4799-1733-1).  Интересна своими экзопланетами.  В
500 световых годах.  В созвездии Единорога. Исследована спутником
"Corot",  запущенным  в  декабре  2006 г.  Чуть меньше и холоднее
Солнца.  Возраст - около 1,5 млрд.  лет. Обращается вокруг оси за
23  дня  (определено  по  периоду изменения яркости из-за пятен).
Первая планета - Corot-7b (или сразу две планеты?) открыта в фев-
рале 2009 г.  методом прохождения (по уменьшению яркости звезды в
момент прохождения планеты по диску).  В 2,5 млн. км от звезды (в
23  раза  ближе  Меркурия).  Год длится 20,4 часа.  Радиус на 80%
больше земного. Масса - в 5 раз больше, т.е. это супер-земля. Та-
ких супер-земель к 2009 г.  было известно около десятка, но эта -
самая маленькая,  самая близкая,  самая быстрая (210 км/с). Плот-
ность  близка  к земной,  но возможна ошибка на 70%.  Температура
дневной поверхности - 2000 градусов Цельсия,  ночной - 200 граду-
сов Цельсия [из-за ветров?].  С океанами кипящей лавы. Есть и Co-
rot-7c с годом в 3 дня 17 часов. Не проходит на фоне звезды. Мас-
са в 8 раз больше земной (тоже супер-земля),  но другие параметры
не определены [Звезда Corot-7 - обладательница двух супер-земель,
2010].
   ��_CW Льва��.. В 400 световых годах. Красный гигант размером с орби-
ту Юпитера.  Светимость в 5 тысяч раз больше,  чем до расширения.
Обнаружена вода в количестве,  которое в 10 тысяч раз превосходят
теоретически допустимое для звёзд.  Вероятно,  звезда растопила и
испарила многочисленные кометные тела в "своём" облаке Оорта [Ги-
бель красного гиганта..., 2002].
   ��_EF Эридана��.. Тесная двойная звезда из белого и коричневого кар-
ликов. Белый карлик - поляр, т.е. неправильная переменная, стяги-
вающая вещество со своего спутника. Имеется сильное магнитное по-
ле, из-за которого аккреционного диска нет, и вещество донора те-
чёт вдоль силовых линий и падает на магнитные полюса.  Коричневый
карлик ранее был нормальной звездой, но теперь термоядерные реак-
ции  в нём прекратились.  Температура поверхности - 1650 градусов
Кельвина [Новый тип звёзд, 2001].
   ��_GQ Волка��.. Первая "нормальная" звезда, вблизи которой сфотогра-
фирован спутник-планета. Вторая по счёту звезда, у которой вообще
сфотографирована  экзопланета  (см.  Коричневый  карлик  2M1207).
Звезда  находится  в облаке Lupus I - области звездообразования в
4-5 сотнях световых лет от нас.  Возраст от 100 000 до 2 000  000
лет,  до сих пор окружена диском. Спутник в 250 раз тусклее звез-
ды. Удалён на 100 а.е. Открыт в 2004 г., но сфотографирован дваж-
ды и до этого - в 1999 и 2002 гг. В спектре полосы воды и угарно-
го газа. Температура в пределах от 1600 до 2500 C. Радиус в 2 ра-
за больше, чем у Юпитера. Либо коричневый карлик, либо ещё не ос-
тывшая планета [Вибе, 2002].
   ��_HD 69830��..  В  созвездии  Кормы.  По возрасту и массе похожа на
Солнце.  Интересна тем, что при её изучении впервые удалось полу-
чить  свидетельство в пользу существования у "зрелых" звёзд обло-
мочных дисков,  т.е.  результатов столкновения астероидов или ко-
мет. Раньше  диски,  похожие  на обломочные,  находили у звёзд не
старше нескольких сотен миллионов лет. Благодаря эффекту Пойнтин-
га-Робертсона мелкие пылинки быстро тормозятся и за несколько де-
сятилетий [не опечатка ли?] оседают на звезду.  Это означает, что
запасы пыли в диске постоянно пополняются, или он только что воз-
ник. В Солнечной системе такой диск тоже есть и служит источником
зодиакального  света.  Наш  диск  на половину образован веществом
разрушающихся комет,  на половину - сталкивающихся астероидов.  В
системе HD 69830 астероидов и комет должно быть в 22 раза больше.
Или совсем недавно произошло масштабное столкновение, что вероят-
ней.  Пока  такой  диск  открыт  лишь у одной из 85 обследованных
звёзд [Пояс астероидов или остатки кометы? 2006].
   ��_HD 149026��.. В 260 световых годах от Солнца. Немного больше, яр-
че и массивнее Солнца. С содержанием тяжёлых элементов в 2,3 раза
больше,  чем у Солнца. Имеет юпитерообразный спутник с гигантским
каменным ядром (средняя плотность планеты в 1,4 раза больше,  чем
у воды,  а у Юпитера - лишь в 1,33 раза больше). Другие параметры
спутника:  год 2,877 земных суток, масса 115 земных и 0,36 юпите-
рианской, диаметр 70% юпитерианского, проходит по диску звезды за
3 часа,  тяжёлых элементов от 1/2 до 2/3 [Внесолнечная планета  с
гигантским каменным ядром, 2007].
   ��_HD 168443��..  В  123  световых  годах от Солнца.  Солнцеобразная
звезда.  Имеет два спутника с периодами обращения 58 дней  и  4,8
года массой не менее 7,7 и 17,2 юпитеров.  Расстояния от звезды -
45 и 410 миллионов километров. т.к. второй спутник в 13 раз тяже-
лее Юпитера,  то должен быть не планетой,  а коричневым карликом.
Но звёзды,  как считается,  образуются не из диска вблизи молодой
звезды,  а  путём  независимого  гравитационного коллапса облака.
т.к.  оба спутника (и карликовая звезда, и планета) образовались,
вероятнее всего, вместе, то, значит, и планеты в каких-то случаях
возникают по звёздному сценарию [Вибе, 2001б; В космосе - очеред-
ная странность, 2001]. Это означает, что могут быть планетоподоб-
ные тела,  принадлежащие непосредственно Галактике,  т.е. имеется
ещё одна гипотеза "скрытой" массы Галактики [Ю.Н.].
   ��_HD 179949��.. Солнцеподобная звезда с "горячим юпитером" - плане-
той,  делающий оборот вокруг звезды за 3,1 земных суток. Вслед за
планетой  по звезде движется горячая точка (на 400 градусов горя-
чее окружающей звёздной поверхности),  обгоняющая звезду, которая
делает  оборот  вокруг оси за 9,1 земных суток.  На звезду влияет
магнитное поле планеты [Планета "командует" своей звездой, 2005].
   ��_HD 189733��. ��_Лисички��..  Довольно яркая звезда в 63 световых  годах
от Солнца.  Интересна наличием планеты (HD 189733b), ставшей важ-
ным объектом исследований.  Планета открыта 15 сентября  2005  г.
М.Майором и его коллегами на Женевской обсерватории.  Сначала об-
наружена методом лучевых скоростей, Орбитальный период 2,219 зем-
ных суток.  Периодически проходит по диску звезды, вызывая затме-
ния с ослаблением блеска на 3% (самые "глубокие" затмения из чис-
ла подобных, девятая по счёту затменная система с планетой). Мас-
са 1,15 Юпитера.  Диаметр 1,26 Юпитера. Нагрета до нескольких со-
тен  градусов и потому обладает низкой плотностью - 0,75 г/куб.см
[Открыта идеальная экзопланета,  2006].  В 2007  г.  Дж.  Тинетти
(Лондон) обнаружила в спектре планеты признаки воды,  а М.Суэйн с
коллегами (США) при помощи космического телескопа "Hubble"  нашли
метан. Метана много, так как доступной была тёмная сторона плане-
ты (спектроскопически,  на просвет), где метан не разлагается так
быстро [Вибе, 2008б].
   ��_HD 209458 Пегаса��..  Звезда,  у которой впервые наблюдалось про-
хождение планеты по диску [Вибе.  2001г; др.]. Звезда находится в
150 св. годах от нас [Кипящая планета, 2004]. Планета открыта ме-
тодом лучевых скоростей 5 ноября 1999 г., а потом выяснилось, что
она вызывает затмения [Вибе, 2001г; Вибе, 2003а; Вторая затменная
планетная система,  2003]. Определены масса (в полтора раза легче
Юпитера) и радиус планеты (в полтора раза больше, чем у Юпитера).
Неофициально  дано название - Осирис.  Находится в 0,045 а.е.  от
звезды [Сурдин,  2004г].  Делает оборот вокруг звезды за 4  суток
[Кипящая планета,  2004]. Разогрета до 1500 градусов Кельвина, от
этого расширилась. Атмосфера истекает в виде кометного хвоста. Во
время "затмения" появляются дополнительные линии Na,  H,  C (ато-
марного), O [Сурдин, 2004г]. Главный "беглец" - водород, а он уже
увлекает с собой кислород и углерод.
   ��_FU Ориона��..  Типичный представитель  фуоров,  которые  по  этой
звезде и названы.  В 1939 г.  А.Вахман обнаружил, что в 1936-1937
годах эта переменная звезда за 120 суток увеличила блеск на 6m  и
не вернулась в исходное состояние.  В 1964 г.  она оставалась яр-
кой.  С 1985 по 1990 годы уменьшила блеск на 0,3m  и  в  исходное
состояние может вернуться через 100 лет.
   ��_Gliese 876��..  В Водолее.  15 св.лет.  Красный карлик. Имеет два
юпитероподобных спутника с периодами обращения 61,0 и 30,1 день -
орбитальный резонанс!  [Вибе, 2001в; В космосе - очередная стран-
ность,  2001].  Массы  планет  составляют  2,5 и 0,8 масс Юпитера
[Тайна третьей планеты,  2005].  Система существует на грани ста-
бильности:  небольшое  изменение масс или орбит планет приведёт к
вылету одной из них или столкновению её со  звездой.  Предположи-
тельно в прошлом планет было больше,  но часть из них, гравитаци-
онно взаимодействуя с диском,  сместилась  к  центру  системы,  а
часть - удалилась.  Уцелели лишь две из них,  оказавшиеся в резо-
нансе [В космосе - очередная странность, 2001]. Позднее было объ-
явлено об  открытии  у этой звезды третьей планеты - Gliese 876d.
Масса очередной планеты заключена в интервале от 6 до 9 масс Зем-
ли,  наиболее  вероятно - 7,5 земных масс [Тайна третьей планеты,
2005]. Эта величина вдвое меньше предыдущего рекорда для планет у
нормальных звёзд. Планета вращается в 3,2 млн. км (0,021 а.е.) от
звезды, т.е. в 18 раз ближе к звезде, чем Меркурий от Солнца. Пе-
риод обращения составляет всего 46 часов.  Столь близкая к звезде
планета должна быть обращена к ней одной стороной и  раскалена  с
этой стороны до 500-700 К. Если планета представляет собой лишён-
ный атмосферы каменный шар, то она по диаметру больше Земли толь-
ко в  два раза.  Точность измерения лучевых скоростей при поисках
последней планеты составила 1 м/с, что позволяет находить планеты
с массой меньше земной! [Тайна третьей планеты, 2005].
   ��_KN 15D��..  В Единороге. Звезда с быстро эволюционирующим протоп-
ланетным диском, который виден с ребра. В 1997 г. выяснилось, что
каждые 48,3 суток звезда затмевается облаком пыли  и  газа  (спад
яркости - 2,4 дня,  18 дней - минимум,  2,4 дня - рост). Чётные и
нечётные затмения несколько различны,  что говорит о двух облаках
на  одной  орбите  в  противофазе  [Земля  и Антиземля Пифагора -
Ю.Н.]. Период оборота облаков - 96,72 суток. Орбита их проходит в
3 раза  ближе  к  звезде,  чем земная [между "меркурием" и "вене-
рой"].  Звезде "всего" 3 миллиона  лет,  т.е.  планетообразование
происходит  вскоре за звездообразованием.  В середине периода по-
тускнения звезды случаются краткие "поярчения",  но за 6 лет  они
заметно  ослабели  [Планеты  образуются  буквально  "на  глазах",
2003].
   ��_LL Андромеды��..  Тесная  двойная  звезда из белого и коричневого
карликов.  Белый карлик - новая звезда,  неправильная переменная,
стягивающая  вещество  со своего спутника.  Это вещество образует
аккреционный диск,  в котором  раз  в  несколько  лет  происходят
вспышки.  Коричневый карлик ранее был нормальной звездой,  но те-
перь термоядерные реакции в нём прекратились. В спектре обнаруже-
ны  линии  метана,  что  говорит о низкой температуре поверхности
(примерно 1300 градусов Кельвина) [Новый тип звёзд, 2001].
   ��_И (опечатка?  N?) Скорпиона��..  Новая или новоподобная звезда со
средним  циклом  36 лет и средней амплитудой вспышки 9,0 звёздных
величин. Вспыхивала в 1863, 1906 и 1936 гг. [Дагаев, 1955].
   ��_OGLE-TR-56��.. Вторая звезда,  у которой наблюдалось  прохождение
планеты по диску,  причём в этом случае планета впервые была отк-
рыта именно таким способом.  В 5000  св.  годах.  Юпитероподобный
спутник "обегает" звезду за 29 часов, ослабляя блеск на 1,2%. На-
личие планеты подтверждено лучевым методом [Вторая затменная пла-
нетная система, 2003].
   ��_PSR B1257+12��.. Пульсар. Интересен тем, что у него в 1991 г. бы-
ла открыта система из трёх-четырёх экзопланет, причём меньше Юпи-
тера!  Открытие совершил польский радиоастроном А.Вольцшан, рабо-
тающий в США.  Пульсары легко изучаются из-за того,  что периоди-
чески посылают к Земле радиоволны.  Достоверно обнаружены 2 спут-
ника.  Один из них массой в 3,4 Земли делает оборот за 67 дней  и
находится на таком же расстоянии от звезды, как Меркурий от Солн-
ца.  Вторая планета массой в 2,8 земной совершает  оборот  за  98
дней. Планеты находятся в резонансе 2/3, как Нептун и Плутон, что
должно привести к изменению эксцентриситета их орбит и может наб-
людаться в скором будущем. Предполагалось, что есть и третья пла-
нета с периодом равным земному году,  но она не столь сильно вли-
яет на звезду, чтоб мы были уверены в её существовании [Планетная
система пульсара,  1992;  Сурдин, 1999а]. Период её вращения - 25
суток,  а предположительная масса - 0,02 земной,  т.е. она близка
Луне.  Возможно,  имеется  и планета примерно в 100 раз массивнее
Земли,  которая делает оборот вокруг звезды примерно за  170  лет
[Сурдин, 2000б].
   ��_PSR B1913+16��.. Двойной пульсар, найденный первым. Наблюдения за
ним проведены в 1974 г.  Открыто сокращение орбиты,  связанное  с
излучением  гравитационных  волн,  что подтвердило теорию относи-
тельности Эйнштейна.  Р.А.Халс и Дж.Х.Тейлор,  за это в  1993  г.
удостоены  нобелевской  премии  по  физике [Двойной радиопульсар,
2005].
   ��_PSR J0737-3039A��..  Двойной пульсар, найденный вторым (к 2005 г.
другие такие пары не были известны).  Периоды пульсации - 44 обо-
рота/с и 1 оборот за 2,8 с. Полный оборот пары за 2,4 часа. Члены
пары ежесуточно сближаются на 7 мм и через 85 миллионов лет долж-
ны столкнуться [Двойной радиопульсар, 2005].
   ��_PSR 1620-26��..  Пульсар. Обладает спутником в несколько раз мас-
сивнее Юпитера. К 2004 г. спутники найдены лишь у двух пульсаров,
хотя исследовано большинство доступных  для  наблюдений  объектов
данной категории [Сурдин, 2004г].
   R Гидры.  Долгопериодическая физическая переменная звезда  (из
типа мирид) с максимальным блеском 3,5, амплитудой 7,4 и периодом
387 суток [Дагаев, 1955].
   R Льва.  Долгопериодическая физическая переменная  звезда  (из
типа мирид) с максимальным блеском 4,4, амплитудой 7,2 и периодом
313 суток [Дагаев, 1955].
   ��_SDSS J142625.71+575218.3.��.  Белый карлик редкого типа - с угле-
родной оболочкой, т.е. без водородной и гелиевой оболочек. Открыт
в 2007 г. (P.Dufour - П.Дюфур, J.Liebert - Дж. Либерт; Аризонский
университет, США).  Предположительно  подобные  звёзды  по  массе
близки к  критическому  состоянию,  когда  в  результате  вспышки
сверхновой возникает  нейтронная  звезда.  Звезда  по  светимости
пульсирует на 2%  с периодом 8 минут. Она расположена в 10 граду-
сах северо-восточнее Мицара - средней звезды в Большом Ковше.  До
неё 800 св.  лет. Масса звезды равна солнечной, но диаметр меньше
земного. Температура поверхности - 20 000 К,  но светимость в 600
раз меньше,  чем у Солнца. Причина пульсаций (предположительно) -
клапанный механизм, как и у цефеид, но имеет значение не частично
ионизованный гелий,  а частично ионизованный углерод  [Ашимбаева,
2008].
   ��_SS Лебедя��..  Вспыхивающая новоподобная звезда. Имеет почти пос-
тоянный  блеск в среднем в течение 50 дней (от 20 до 80 дней),  а
потом вдруг вспыхивает,  но через несколько часов возвращается  к
прежнему блеску [Дагаев, 1955].
   ��_S2 близ радиоисточника Sgr A*��.,  т.е.  близ центральной  чёрной
дыры Нашей Галактики. Одна из почти тысячи изученных звёзд центра
[Вибе,  2003б]. Вероятно, ближайшая к "дыре" из числа ярких. Дви-
жется  по эллиптической орбите с радиоисточником Sgr A* в фокусе.
Приближается к нему на расстояние 120 а.е., или 16,5 световых ча-
сов  (три  расстояния  от  Солнца до Плутона) и тогда движется со
скоростью более 5000 км/с. Наиболее удалённая точка орбиты - в 10
световых днях от центра. Период обращения - 15,2 года. Эксцентри-
ситет орбиты - 0.87 [Вибе, 2003б].
   ��_T Компаса��..  Новоподобная звезда со средним  циклом  18  лет  и
средней  амплитудой  вспышки  7,0 звёздных величин.  Вспыхивала в
1890, 1902, 1930 и 1944 гг. [Дагаев, 1955].
   ��_T Северной Короны��..  Новоподобная или новая звезда  со  средним
циклом  80 года и средней амплитудой вспышки 9,1 звёздной величи-
ны. Вспыхивала в 1866 и 1946 гг. Вспышка 1946 г. была предсказана
П.П.Паренаго и Б.В.Кукаркиным в 1933 г. (первый случай предсказа-
ния вспышки).  Вспышку первым обнаружил путевой обходчик  А.С.Ка-
менчук. В максимуме блеска звезда 2-ой величины [Дагаев, 1955].
   ��_T Тельца��..  Неправильная физическая переменная звезда с резкими
и очень хаотичными изменениями блеска. Дала название соответству-
ющему типу переменных звёзд.
   ��_TWA-5 B��..  Коричневый карлик, открытый первым. Открыт в 1998 г.
группой  астрономов  из Германии и США.  Вращается вокруг молодой
двойной неяркой звезды N5,  видной вблизи известной переменной TW
Гидры. Оба  компонента двойной звезды имеют массу по 0,75 солнеч-
ной. До системы 180 световых лет. Карлик вращается вокруг двойной
звезды на расстоянии около 110 а.е.  (т.е.  в 110 раз дальше, чем
Земля от Солнца) и делает оборот  примерно  за  900  земных  лет.
Блеск карлика в 100 раз слабее,  чем у соседей. В спектре найдены
линии TiO и VO,  что типично для атмосфер самых  холодных  звёзд.
Температура атмосферы - 2500 градусов Кельвина.  Но видна и линия
водорода,  что означает присутствие над холодной фотосферой горя-
чей  хромосферы,  а это типично для молодых звёзд.  Масса - 15-40
юпитеров. Коричневый карлик несколько "толстоват" для своей массы
и,  наверное,  ещё  продолжает сжатие.  Возраст всех трёх звёзд -
всего 12 миллионов лет [Сурдин, 2001].
   ��_UX Большой Медведицы��.. Затменная переменная звезда с необычайно
коротким периодом изменения блеска - 4,7 часа [Дагаев, 1955].
   ��_W Большой Медведицы��.. Затменная переменная звезда с двумя почти
одинаковыми  по светимости,  форме и размеру компонентами,  из-за
чего главный и вторичный минимум одинаковы. По данной звезде наз-
ван соответствующий тип затменно-переменных звёзд [Дагаев, 1955].
   W Стрельца.  Долгопериодическая цефеида с максимальным блеском
4,5, амплитудой 0,7 и периодом 7 суток 14 часов [Дагаев, 1955].
   X Лебедя.  Долгопериодическая физическая переменная звезда (из
типа мирид) с максимальным блеском 2,3,  амплитудой 12,0 и перио-
дом 407 суток [Дагаев, 1955].
   X Стрельца.  Долгопериодическая цефеида с максимальным блеском
4,4, амплитудой 0,6 и периодом ровно 7 суток [Дагаев, 1955].
   ��_X-1 Скорпиона��.. Нейтронная звезда. Член двойной системы. Откры-
та  в 1962 г.  с борта американской ракеты "Аэроби" под руководс-
твом Р.Джиаккони,  удостоенного в 2002 г. Нобелевской премии [Че-
репащук, 2006]. В июне 1999 г. звезда испустила раскалённые газо-
вые струи со сгустками газа,  разлетавшимися со  скоростью  около
95%  световой. Выбросу предшествовал всплеск рентгеновского излу-
чения.  Через несколько часов сгустки попали в скопления уже  ос-
тывшего вещества, выброшенного предыдущими взрывами. Явление наб-
людалось непрерывно в течение 56 часов объединёнными  радиотелес-
копами США, Австралии, Китая, Японии и ЮАР с участием рентгеновс-
ких приборов на спутнике Земли  и  земных  оптических  телескопов
["Фонтанирует" нейтронная звезда, 2002].
   ��_XTE J1739-285��. - пульсар с  1122  оборотами  в  секунду  [Вибе,
2007а]. Такая скорость вращения открыта в 2007 г. Не ясно, почему
он не разлетается,  т.к.  теория даёт максимально возможную  ско-
рость вращения не более 760 оборотов.
   ��_V 838 Единорога��..  Удалена на 20 000 световых лет.  Красный ги-
гант. Претерпевает расширение. В 2003 г. поглотила три юпитеропо-
добные планеты на расстоянии примерно 0,5  а.е.  от  звезды,  что
сопровождалось тремя вспышками.  В январе 2002 г.  была поглощена
первая планета,  и наблюдалось внезапное увеличение светимости на
6 звёздных величин. Энергия, выделившаяся при торможении планеты,
нагрела атмосферу звезды и резко увеличила  её  радиус.  Тогда  в
феврале  и  марте  были поглощены вторая и третья планеты.  После
вспышек вокруг звезды со световой скоростью  стала  "расширяться"
туманность,  т.е. вспышка подсветила газ, ранее исторгнутый звез-
дой [Звезда,  пожирающая свои планеты, 2004]. На снимке видны ми-
нимум три расширяющиеся оболочки - по числу,  поглощённых планет?
[Ю.Н.].
   ��_V 1017 Стрельца��.. Новоподобная звезда со средним циклом 22 года
и средней амплитудой вспышки 7,1 звёздной величины.  Вспыхивала в
1901, 1919 и 1946 гг. [Дагаев, 1955].
   ��_51 Пегаса��.. Звезда, у которой впервые (1995, М.Майор, Д.Квелоц,
или Д.Квелоти, Женевская обсерватория) была открыта юпитероподоб-
ная планета. 142 близкие к нам солнцеподобные звезды были изучены
оптическим спектрометром,  и оказалось,  что данная звезда слегка
"покачивается" под влиянием планеты,  которая  делает  оборот  за
4,23 суток,  носясь в такой близости от звезды,  что та закрывает
треть неба.  Расстояние от звезды до планеты в 20 раз меньше, чем
от Земли до Солнца. Поверхность небесного тела должна быть раска-
лена до 1000 градусов Кельвина [Планета  почти  касается  звезды?
1996; Сурдин, 1999а].
   ��_61 Лебедя��.. Вторая (после Веги) звезда, для которой был опреде-
лён годичный параллакс.  Сделано это было в  1837  г.  Ф.Бесселем
[Масевич, Тутуков, 1988].

                ИНТЕРЕСНЫЕ ЗВЁЗДЫ ДРУГИХ ГАЛАКТИК

   Сандулик, или Сверхновая 1987А,  или CH [SN?] 1987A. В Большом
Магеллановом  Облаке.  Согласно  статье  1987 г.  [Вусли,  Уивер,
1989],  звезда названа по имени Н.Сандулика,  который занёс её  в
каталог 20 лет назад. Её взрыв произошёл в 1987 г. и был в данном
году первым (поэтому - А).  Она находится в туманности  Тарантул,
или  иначе  в  3О Золотой Рыбы (в 160 000 световых годах от нас).
Это богатая газом область Большого  Магелланова  Облака.  Вспышка
сверхновой (тип II) была самой яркой за последние 383 года,  т.е.
со времени последней вспышки сверхновой звезды в Нашей  Галактике
в  1604 г.  Пока единственный с тех пор случай,  когда сверхновая
была видна простым глазом. Открытие сверхновой само по себе инте-
ресно.  23 февраля в 7 часов 36 минут все подземные детекторы за-
фиксировали нейтринную вспышку, причём нейтрино пришли очень куч-
но, что исключило их из числа претендентов на роль носителя скры-
той массы (если бы у нейтрино была масса,  то они бы с  различным
опозданием  вышли  из  разных внутренних частей звезды;  впрочем,
позднее говорилось о наличии массы у нейтрино, но кране маленькой
- см.  Хокинг, Млодинов, 2007, с.76). Через 2 часа после нейтрин-
ной вспышки,  согласно фотографиям А.Джонса  из  Новой  Зеландии,
световой вспышки ещё не было (свечение начинается,  когда ударная
волна достигнет поверхности звезды,  а она движется в 50 раз мед-
леннее света).  Потом пришёл свет. Через 1 час после этого звезда
случайно была сфотографирована Р.Макнаутом из Австралии. Через 20
часов Шелтон из Чили открыл сверхновую, сравнив новый и вчерашний
снимки.  Максимум яркости был через 80 дней после взрыва (4-я зв.
вел.,  а до взрыва - 16-я зв. вел.) [Вусли, Уивер, 1989]. Говори-
лось также о 3-й звёздной величине [Ефремов, 2005]. У этой звезды
следующая история.  Она родилась в Тарантуле 11 миллионов лет на-
зад и имела массу в 18 раз больше солнечной.  Первые 10 миллионов
лет своей жизни звезда "сжигала" водород в ядре,  сияя в 40 тысяч
раз ярче Солнца и имея плотность в ядре 6 г/куб.см и  температуру
40  миллионов  градусов Кельвина.  Потом в течение десятков тысяч
лет происходило сжатие ядра до 1100 г/куб.см  и  температуры  190
миллионов  градусов.  Внешние  оболочки  в это время раздулись до
двух радиусов земной орбиты. В течение одного миллиона лет звезда
превращала  гелий  в  углерод  и  серу.  Давление в ядре достигло
240000 г/куб.см,  температура - 740 миллионов градусов.  Далее  в
течение 12 тысяч лет углерод и сера превращались в неон, магний и
натрий (до 1,6 млрд. градусов и 7,4 млн. г/куб.см в ядре). 12 лет
из  них  образовывался кислород (до 16 млн.  г/куб.см,  2,1 млрд.
градусов),  а из него 4  года  -  кремний  и  сера  (до  50  млн.
г/куб.см,  3,4 млрд. градусов). За неделю выросло железное ядро с
примесью никеля, хрома, титана, ванадия, кобальта, марганца. Обо-
лочка звезды тоже эволюционировала, и к моменту взрыва звезда по-
чему-то оказалась не красным,  а голубым сверхгигантом,  то  есть
оболочка за последние 40 тысяч лет несколько сжалась. За долю се-
кунды ядро с массой 1,4 солнечной и  радиусом  в  половину  Земли
сжалось  в шар с радиусом 100 км.  Внешняя часть ядра,  продолжая
падать с околосветовой скоростью,  столкнулась с  "отскакивающим"
внутренним ядром.  Волна пошла наружу, но не дошла, т.к. потрати-
лась на столкновение с падающим веществом и  излучение  нейтрино.
Она должна была бы погаснуть,  но,  видимо, нейтрино передало ве-
ществу часть энергии,  а поэтому не возникло ни чёрной  дыры,  ни
нейтронной  звезды,  поэтому  же мы смогли увидеть взрыв.  Полная
энергия 10-секундной нейтринной вспышки была в 200-300 раз больше
энергии, сообщённой взрывом сверхновой и в 30000 раз больше энер-
гии её светового излучения.  Интересно,  что 18  января  1989  г.
звезда стала пульсировать 2000 раз в секунду на 0,1%  светимости.
Вращение вокруг оси?  Частота менялась с интервалом  в  7  часов.
Спутник?  Но орбита его меньше радиуса предсверхновой. Возник при
взрыве?  Через несколько суток  пульсации  прекратились.  Почему?
[Вусли,  Уивер,  1989].  После взрыва основным источником энергии
излучения был распад ядер радиоактивного кобальта с  превращением
их в ядра железа [Засов, Кононович, 2001].
   Сверхновая 1885,  или S And. В спиральной Галактике Андромеды.
Вспыхнула в ночь с 20 по 21 августа 1885 г. в виде оранжевой точ-
ки в центре Туманности Андромеды.  Открыта Э.Хартвигом в обсерва-
тории Дерптского университета,  но воспринята им (и современника-
ми) как сконденсировавшаяся звезда в центре газового или пылевого
облака: "В этой туманности уже есть центральное солнце!" [Сурдин,
1999].
   Сверхновая SN 1961v в галактике NGC 1058. Моделирование кривой
блеска  указывает  на  массу предсверхновой около 2000 солнечных,
что почти в 20 раз превышает теоретический предел [Сурдин, 1999].
   Эс Золотой Рыбы (S Золотой Рыбы). В Большом Магеллановом Обла-
ке.  Светимость - 400 тысяч солнечных,  диаметр - 1400  солнечных
[Дагаев, 1955]. Самая яркая и крупная звезда из числа известных к
настоящему времени.  Будучи помещённой вместо Солнца  подняла  бы
температуру на Земле до нескольких тысяч градусов.  Кроме того, S
Золотой Рыбы является  затменной  двойной  звездой  с  необычайно
большим периодом изменения блеска - 14670 земных суток,  т.е.  40
лет [Дагаев, 1955].
   Звезда-мазер в Большом Магеллановом Облаке. Масса - 50 солнеч-
ных.  Светимость - примерно 500 тысяч солнечных.  Температура по-
верхности - 2000 градусов Цельсия.  Красный сверхгигант. Железное
ядро  сжимается.  Внешние слои расширяются со скоростью 25 км/с и
достигли размера 50 а.е.  (больше орбиты  Урана).  Вскоре  должна
взорваться  в виде сверхновой II типа.  Излучает в линии молекулы
SiO.  В атмосфере много тяжёлых элементов,  формируются  пылинки,
наблюдается аномальное излучение гидроксила и воды, что характер-
но для мазеров. Открыта при помощи одного из телескопов Европейс-
кой южной (чилийской) обсерватории [Сурдин,  1997а].  Мазеры, или
молекулярные генераторы,  - это усилители микроволн с помощью ин-
дуцированного излучения [ЭС, 1963].


                     НАТУРФИЛОСОФСКИЕ ВЫВОДЫ

               "Нет, я уверен, вещей совокупность нова, и недавно
               Мира природа ещё и не древле имела начало.
               Вот отчего и теперь ещё много различных художеств
               Всё к совершенству идут. Теперь улучшений немало
               В судостроении есть и немало возникло мелодий;
               Только теперь, наконец, и природа вещей и порядок
               Были открыты; я сам оказался способен из первых
               Первым его изъяснить, на родном языке излагая."

                                           Лукреций, I в. до н.э.
                                               [1945, с. 301-303]

   1. Какие этапы можно выделить в звёздной эволюции, если сопос-
тавить звёзды с другими объектами материального мира?  В развитии
звёзд наблюдаются примерно такие же этапы, как и в развитии живых
организмов: рождение (становление),  медленный рост, быстрый рост
и замедление роста с последующим его прекращением. Эволюция звёзд
поначалу протекает со взрывообразным ускорением,  но после взрыва
(или другого переломного события) развитие остатков звезды резко,
а потом постепенно замедляется и почти останавливается. Если ска-
зать то  же  самое конкретней,  то после краткого бурного периода
формирования, т.е. после стадии протозвезды, новорожденная звезда
"выходит"  на  Главную  последовательность,  на которой пребывает
длительное время без принципиальных изменений, "сжигая" водород в
ядре.  Следующий этап, на котором водород "сжигается" в оболочке,
значительно короче.  Стадия "сжигания" гелия короче  на  порядок.
Каждая из последующих стадий ("горение" углерода, неона, кислоро-
да и кремния) во много раз короче предыдущей. На следующей стадии
происходит взрыв в повседневном смысле этого слова - взрыв сверх-
новой или, по крайней мере, сбрасывание звёздной оболочки с обра-
зованием белого карлика. Тем не менее, дальнейшая эволюция звёзд-
ных остатков протекает всё медленнее и медленнее. Вещество, сбро-
шенное звездой,  постепенно рассеивается в пространстве.  Сначала
это вещество ярко светится,  а потом постепенно тускнеет.  Напри-
мер, при взрыве сверхновой I типа светимость растёт три недели, а
потом постепенно падает в течение 6 месяцев или дольше. Туманнос-
ти вроде Крабовидной и  планетарные  туманности,  возникающие  из
сброшенных звёздных оболочек,  можно наблюдать очень долго.  Если
на месте бывшей звезды остаётся её ядро в виде нейтронной  звезды
или  белого  карлика,  то  это  ядро  тоже поначалу очень активно
(пульсар поглощает вещество своих спутников,  быстро и даже с ус-
корением вращается,  излучает много энергии,  а белый карлик све-
тится за счёт гравитационного сжатия). Потом этот остаток всё бо-
лее  и  более "успокаивается":  окружающее вещество поглощается и
перестаёт падать,  вращение и излучение ослабевают (если газ  уже
перестал падать), гравитационное сжатие замедляется и т.д. Подоб-
ные продукты звёздной эволюции могут далее существовать неопреде-
лённо долгое время.  Наверное, для того, чтобы с ними что-то слу-
чилось,  должна измениться Вселенная вокруг них.  Может быть, это
общая закономерность развития большинства систем и форм.
   2. Замедляется  или  ускоряется эволюция звёзд и многих других
объектов? Если мы знаем только первую часть жизненного цикла объ-
екта, может возникнуть иллюзия, что эволюция всегда происходит со
взрывообразным ускорением.  Так,  например, развитие человеческой
цивилизации в настоящее время протекает с таким ускорением. С по-
добным ускорением в последние миллиарды лет шла эволюция жизни на
Земле. Звёзды малой массы в окружающей нас части современной Все-
ленной тоже развиваются хоть и медленно,  но всегда с ускорением,
т.к.  "отпущенный" им жизненный срок несоизмеримо больше возраста
Наблюдаемой Вселенной,  и мы пока не могли наблюдать замедление и
остановку их развития. Выражаясь языком физиологии растений, мож-
но сказать,  что "малый рост переходит в большой рост", но это не
означает,  что когда-то за большим ростом не последует замедление
с постепенным "выходом на плато". Именно это хотел сказать Лукре-
ций, утверждая ещё в I в. до н.э., что всё на свете эволюциониру-
ет с замедлением и последующей остановкой [Лукреций, 1945].
   3. В развитии звёзд прослеживаются два противоположных процес-
са - расширение и коллапс,  которые в первой половине их "жизнен-
ного пути" идут со взрывообразным ускорением (стадию  протозвезды
мы в данном случае не рассматриваем). Такое расширение свойствен-
но внешним оболочкам звезды, а коллапс - её ядру. Внешние оболоч-
ки сначала медленно,  а потом всё быстрее и быстрее расширяются и
в конце концов разлетаются во все стороны.  При  этом  с  выходом
звезды на Главную последовательность её светимость растёт, размер
увеличивается, вещество рассеивается в виде звёздного ветра, мас-
са  уменьшается,  планеты из-за этого отодвигаются и т.д.  Что же
касается звёздного ядра, то оно тяжелеет из-за накопления гелия и
других элементов,  всё быстрее и быстрее сжимается и в конце кон-
цов стремительно падает само на себя, превращаясь в белый карлик,
нейтронную звезду или чёрную дыру.  Подобное двунаправленное раз-
витие свойственно Солнечной системе и подобным системам,  если их
рассматривать как одно целое с центральной звездой. В конспекте о
галактиках описывается аналогичное двунаправленное развитие  сис-
тем кратных звёзд, рассеянных скоплений с окружающими их звёздны-
ми ассоциациями,  шаровых скоплений, галактик. Вероятно, подобная
двунаправленность развития свойственна большинству неживых систем
в Наблюдаемой области Вселенной.
   4. В чём разница между взрывом и медленным ускоряющимся расши-
рением?  Между ними нет абсолютной разницы. Разница носит относи-
тельный  характер и сравнивается с временными рамками нашей жизни
или какими-то другими временными рамками.  Относительно рамок че-
ловеческой жизни Солнце стабильно,  но относительно галактических
или сверхгалактических масштабов времени оно уже сейчас находится
в состоянии взрыва (оболочки разлетаются,  ядро стремительно кол-
лапсирует).
   5. Стабилен ли окружающий нас мир? Все или практически все не-
живые системы,  в т.ч.  звёзды с их планетами,  в настоящее время
далеки от стабильности.  Это одно из ярчайших доказательств моло-
дости Наблюдаемой Вселенной, где преобладают нестабильные системы
и формы. В "старой вселенной" мы бы наблюдали больше стабильности
и  "нисходящую" половину жизненного цикла крупных структур (мало-
массивных звёзд с их планетными системами, галактик и т.п.). Эво-
люция жизни и разума тоже могла бы иметь "угасающий" характер.
   6. Как,  сравнивая развитие Наблюдаемой Вселенной с  развитием
звёзд,  объяснить,  почему  непосредственно после Большого взрыва
Наша область Вселенной изменялась ещё стремительней,  чем сейчас?
Наверное,  это  происходило  потому,  что совершалось становление
Наблюдаемой Вселенной,  её рождение.  Рождение звезды - это  тоже
довольно быстрый процесс, если сравнивать его с пребыванием звез-
ды на Главной последовательности.  Наблюдаемая Вселенная -  столь
крупная  структура,  что  в соответствующих для неё масштабах она
только-только родилась или только-только выходит на "главную пос-
ледовательность".
   7. Какой из двух процессов, происходящих в звёздах, - расшире-
ние или коллапс - в большей степени влияет на преобразование Наб-
людаемой Вселенной? Звёзды "подталкивают" Наблюдаемую Вселенную в
сторону коллапса вещества.  То разреженное вещество, которое выб-
расывается  из  звёзд  в окружающее пространство,  опять рано или
поздно "собирается" в звёзды в очагах звездообразования. А то ве-
щество,  которое коллапсирует в ядрах звёзд, на современном этапе
развития Мироздания изымается из круговорота вещества (чёрные ды-
ры, нейтронные звёзды, белые карлики, крупные планетоподобные те-
ла). Значит, деятельность звёзд противоположна деятельности Боль-
шого  взрыва  в Наблюдаемой области Вселенной.  Или же можно ска-
зать,  что всесильному гравитационному коллапсу в настоящее время
успешно противостоят  только Большой взрыв и недавно открытое ан-
тигравитационное действие вакуума (см. конспект о звёздных систе-
мах).
   8. Наблюдаемая Вселенная в настоящее время развивается в  сто-
рону  увеличения  разнообразия  форм материи и энергии,  и звёзды
участвуют в этом процессе, синтезируя в своих недрах тяжёлые эле-
менты,  а  также  создавая  контрасты  в распределении вещества и
энергии. Без тяжёлых элементов не могли бы, например, образовать-
ся  твердокорые планеты вроде Земли.  Без этих элементов и вообще
без звёзд не могли бы возникнуть столь разнообразные  температур-
ные и прочие условия на планетах.  Наверное,  подобное увеличение
разнообразия - это тоже признак молодости Наблюдаемой Вселенной.
   9. Звёзды не очень сильно отличаются по своим первичным  пара-
метрам (массе,  вращательному моменту,  химическому составу),  но
демонстрируют исключительное  разнообразие  вторичных  параметров
(плотность,  объём,  температура,  светимость,  состав излучения,
время существования,  наличие планетной системы,  наличие условий
для развития жизни и т.д.).  Получается,  что звёзды в самих себе
реализуют прогрессивную эволюцию Наблюдаемой Вселенной, т.е. эво-
люцию в сторону увеличения разнообразия форм материи и энергии.
   10. Какое отношение имеют звёзды к развитию жизни и разума,  а
также жизнь и разум - к звёздам?  Развитие жизни и разума  -  это
одно из воплощений увеличения разнообразия форм.  Кроме того, ка-
кое-то разнообразие форм необходимо для зарождения жизни, которая
потом увеличивает это разнообразие.  Звёзды,  как уже говорилось,
имеют непосредственное отношение к этому процессу.  Они,  в част-
ности,  перерабатывают вещество, и на каком-то этапе этой перера-
ботки образуются условия,  благоприятные для развития жизни и ра-
зума. Но конечные продукты звёздной эволюции, каковыми, наверное,
являются отнюдь не планеты или белые карлики,  а чёрные дыры, мо-
гут положить конец жизни и разуму. Поэтому основная задача разума
в масштабах Наблюдаемой Вселенной - это стабилизировать состояние
материи и максимально раздвинуть рамки того времени,  которое от-
пущено жизни и разуму.  Разумные  существа  когда-нибудь  возьмут
звёздную жизнь под контроль (например, будут контролировать усло-
вия звездообразования, чтоб производились звёзды оптимальной мас-
сы,  а  также  воспрепятствуют бессмысленной трате звёздной энер-
гии).
   11. Какое значение имеют звёзды для нашего познания?  Звёзды -
это не только объект,  но и важнейший инструмент познания Вселен-
ной (по крайней мере,  для нас,  воспринимающих  мир  зрительно).
Только они видны нам на больших расстояниях, и почти исключитель-
но благодаря им мы что-то знаем о процессах, происходящих в далё-
ких "уголках" Мироздания. Они обозначают своим присутствием слож-
нейшие звёздные системы вплоть до скоплений и сверхскоплений  га-
лактик. Они подсвечивают облака газа и пыли вблизи себя, делая их
заметными нам.  Они своим движением указывают на наличие в прост-
ранстве чёрных дыр и других массивных невидимых тел. Даже планеты
у далёких звёзд мы пока видим не сами по себе, а лишь по их влия-
нию  на  звёзды.  Благодаря звёздам удалось зафиксировать наличие
вне Солнечной системы кометоподобных тел. В настоящее время вроде
бы выяснено, что в звёздах сосредоточена лишь небольшая часть ма-
терии Наблюдаемой области  Вселенной  [Изучая  "тёмную  материю",
2002], но именно эта часть материи доступна наблюдениям и помога-
ет познать остальную материю.
   12. Массивные звёзды эволюционируют быстрее маленьких звёзд, и
на первый взгляд это противоречит общей тенденции, согласно кото-
рой маленькие объекты (микробы в сравнении со слонами,  планетные
системы в сравнении с галактиками) эволюционируют быстрее.  Но на
самом деле противоречия нет: скорость эволюции системы пропорцио-
нальна частоте взаимодействий её элементов, а частота взаимодейс-
твий зависит от количества элементов, их средней скорости и сред-
него  расстояния между ними;  поэтому в пределах одного и того же
уровня важнее количество элементов,  из-за чего большие системы -
массивные  звёзды  и массивные галактики - эволюционируют быстрее
соответствующих систем меньшей массы; и только для разных уровней
организации  материи  на  первый  план выходят средние расстояния
между элементами системы, в результате чего, к примеру, галактики
отстают от планетных систем.
   13. Со звёздами связано усиление автономности процессов в  тех
или иных участках пространства-времени. Так, например, при столк-
новении двух облаков газа наблюдаются массовые столкновения  час-
тиц,  приводящие к разнообразным последствиям вплоть до взрывного
звездообразования,  слияния облаков или их падения в чёрные  дыры
галактических центров.  При столкновении звёздных систем эти сис-
темы могут пролететь одна сквозь другую без столь  катастрофичес-
ких последствий,  т.к. ни одна звезда не столкнётся с другой. Ещё
пример:  облака газа подвержены приливному воздействию  галактики
или других крупных структур, а звёзды - практически не подвержены
(их могут разорвать только чёрные дыры). Звёзды эволюционируют по
своим внутренним законам,  и влияние Галактики на них крайне мало
(несоизмеримо меньше,  чем на  дозвёздное  вещество).  Отмечалось
также,  что  Солнце своим звёздным ветром "выдувает" из Солнечной
системы космические лучи галактического  происхождения,  усиливая
тем  самым  автономность  этой системы.  Планеты как бы погружены
внутрь Солнца (внутри его короны) и тем самым частично защищены.
   14. Звёзды неотделимы от своих планетных и т.п.  систем. Они -
лишь часть единого целого,  ядра этих образований. Вещество в по-
добных системах сгущается к центру,  образуя множество сфер  (или
сплюснутых  сфероидов) с различной плотностью вещества и энергии.
Мы принимаем фотосферу за границу звезды лишь потому,  что зрение
является у нас основным органом чувств.  Если бы мы в первую оче-
редь  воспринимали магнитные поля или области возникновения нейт-
рино, граница проводилась бы иначе. Для космонавта границей Солн-
ца  будет та сфера,  внутри которой космический корабль не сможет
защитить его от перегрева или космических лучей солнечного проис-
хождения.
   15. А что такое звёзды?  Однозначно ли это понятие?  Звёзды  в
узком смысле - это небесные тела, светящиеся за счёт энергии тер-
моядерных реакций в их недрах. Звёзды "рождаются", когда вещество
сжимается до температуры термоядерного синтеза, и "умирают", ког-
да такой синтез прекращается. Таким образом, звёзды в узком смыс-
ле - это определённая стадия "жизни" массивного сгустка вещества.
Но звёзды можно рассматривать также как сами эти СГУСТКИ  ВЕЩЕСТ-
ВА,  которые  обособлены от других таких сгустков.  Нужно только,
чтоб их масса была достаточной для того,  чтоб на каком-то  этапе
могла идти термоядерная реакция. В остальном же эти сгустки имеют
свою дотермоядерную историю  и  свою  послетермоядерную  историю.
Примерно  такое  определение дал питерский астрофизик В.В.Иванов:
"Звезда - это пространственно обособленная гравитационно  связан-
ная непрозрачная для излучения масса вещества, в которой в значи-
тельных масштабах происходили,  происходят или будут  происходить
термоядерные реакции превращения водорода в гелий" [цит.  по: Еф-
ремов, 2005, с.38]. Можно говорить, что эволюция звезды в широком
смысле (даже в более широком,  чем в приведённом определении) на-
чинается в тот момент,  когда тот или иной сгусток вещества  обо-
собляется от других сгустков или вообще от окружающего пространс-
тва.  Глобулы и ядра гигантских молекулярных облаков ещё не явля-
ются "предзвёздами",  т.к. дают начало сразу большой группе звёзд
(звёздному скоплению). Звезда в широком смысле этого слова зарож-
дается лишь тогда, когда от остального молекулярного облака в хо-
де его фрагментации обособляется  участок,  дающий  начало  одной
звезде.  С этого момента начинается дотермоядерная история звезды
в широком смысле. Но предзвёздное облако может долгое время оста-
ваться  в  стабильном состоянии,  если гравитация и давление газа
уравновешивают друг друга (с учётом также вращения облака, вихре-
вого движения вещества,  влияния соседних звёзд, магнитного поля,
космических лучей и других факторов).  В облаке критического раз-
мера и массы гравитация преодолевает давление газа,  и начинается
гравитационный коллапс,  приводящий к появлению протозвезды. Про-
тозвёзды  ярко  светятся  за счёт гравитационной энергии падающих
остатков облака,  хотя в узком смысле даже их не называют звёзда-
ми. Далее следует термоядерная фаза эволюции сгустка вещества, на
смену которой приходит послетермоядерная фаза. Последние две фазы
разделяет переломный момент звёздной эволюции, который может быть
в виде коллапса с образованием чёрной дыры, нейтронной звезды или
белого карлика,  а также в виде начала тихого угасания карликовой
звезды. Можно считать, что эволюция данного сгустка вещества пол-
ностью завершается, когда его вещество полностью "растворяется" в
окружающей Вселенной.  Для внешних  оболочек  звезды  это  вполне
конкретное утверждение:  они постепенно рассеиваются в пространс-
тве.  Для звёздных ядер подобный подход -  это  пока  абстракция,
т.к. Наблюдаемая Вселенная очень молода, и мы не знаем судьбу по-
добных звёздных остатков. Белый карлик может рано или поздно пол-
ностью разлететься в виде сверхновой I типа, перетянув на себя до
критической массы вещество из  окружающего  пространства.  Прочие
продукты  звёздной  эволюции  могут  исчезнуть в чёрных дырах или
"испариться" под действием космических лучей (если они будут  вы-
бивать атом за атомом быстрее, чем атомы будут поступать из межз-
вёздного пространства).  Кроме того,  продукты звёздной  эволюции
могут  быть разобраны или как-то иначе трансформированы разумными
существами,  которые рано или поздно поставят Наблюдаемую Вселен-
ную под контроль разума.
   16. Выше уже говорилось,  что звёзды не отделимы от своих пла-
нетных систем.  Наверное,  это положение можно расширить, признав
за двойными и кратными звёздами такой же статус, как за планетны-
ми системами. Вроде бы уже доказано, что звёзды в двойных и крат-
ных системах, как правило, появляются в ходе единого акта звездо-
образования.  Они изначально составляют одну систему,  как и оди-
ночные  звёзды  с их планетами.  Обнаруживается всё больше свиде-
тельств в пользу того,  что между гигантскими  "юпитероподобными"
планетами  (коричневыми  субкарликами) и маленькими звёздами (ко-
ричневыми и красными карликами) имеются все переходы,  а главное,
что объекты этих категорий могут возникать сходным образом.
   17. Какой объём должно иметь понятие "звезда в широком  смысле
этого слова"? Звёздные скопления принципиально отличаются от оди-
ночных звёзд,  двойных звёзд и кратных систем,  т.к.  между  ними
имеется разрыв:  мы не знаем кратных систем, где было бы больше 6
звёзд,  и мы не знаем звёздных скоплений, где было бы меньше нес-
кольких десятков звёзд. В Нашей Галактике, по крайней мере, таких
систем нет или крайне мало.  Кроме того, такие промежуточные сис-
темы,  если они и есть, должны быть неустойчивыми (по крайней ме-
ре, в пределах галактик,  где имеется много объектов, оказывающих
мощное приливное воздействие).  Этим обстоятельством, в сочетании
с уже рассмотренными,  очерчивается такая специфическая форма ор-
ганизации материи как звезда в широком смысле. Это эволюционирую-
щая структура,  которая возникает путём фрагментации газопылевого
облака, на каком-то этапе имеет в своём составе одну или несколь-
ко звёзд в узком смысле (до 6 или,  может быть,  в исключительных
случаях больше),  планеты и другие соподчинённые  тела,  а  потом
рассеивается  в  пространстве  или каким-то иным путём теряет це-
лостность и обособленность от других структур.  Под звездой в ши-
роком  смысле понимается система тел,  в узком смысле - ядро этой
системы (причём,  может быть,  даже не всё ядро, а лишь его цент-
ральная часть - "ядрышко",  т.к. планетная система по отношению к
облаку Оорта с кометными "зародышами" тоже является частью ядра).
Что  же касается двойных и кратных систем,  то их сходство с оди-
ночными звёздами подчёркивается лингвистически, когда мы называем
эти системы двойными или тройными звёздами.
   18. Какие основные части имеет "звезда в широком смысле"?  Так
как под "звездой" в данном случае понимается система, аналогичная
Солнечной системе, то традиционными её частями являются в той или
иной степени сферичные или дисковидные образования:  ядро звезды,
зона лучистого переноса,  конвективная зона, фотосфера, хромосфе-
ра,  корона (по крайней мере ближайший к звезде её участок), пла-
нетная система (зона планет земной группы,  пояс астероидов, зона
планет-гигантов),  пояс  Койпера,  внутренняя часть облака Оорта,
внешняя часть облака Оорта...  Некоторые из этих частей можно ещё
как-то подразделять.  У  других  звёзд  какие-то из перечисленных
частей могут отсутствовать,  зато могут быть другие части. На на-
чальных  стадиях развития системы могут быть также протопланетный
диск и другие околозвёздные объекты.  Но это всё  астрономическая
конкретика,  а  нас  в  данном случае интересуют натурфилософские
обобщения.  Наверное,  если говорить об основных частях  системы,
следовало бы различать её внешнюю часть,  которой суждено в пере-
ломный момент эволюции этой системы рассеяться в пространстве,  а
также внутреннюю часть, которой суждено коллапсировать. Внутреняя
часть по своим относительным  размерам  тем  больше,  чем  меньше
звезда в узком смысле слова.  У красных карликов внутренняя часть
системы - это вся звезда в привычном понимании. У массивных звёзд
- только ядро,  причём тоже,  может быть,  не целиком. Чем больше
объект,  тем меньшую часть своей массы ему "позволено" вывести из
круговорота галактического вещества...
   19. Звёзды демонстрируют нам интересную особенность  вещества:
оно различными способами сопротивляется гравитационному коллапсу.
Из-за этого сопротивления коллапс происходит ступенчато.  Молеку-
лярные облака,  из которых возникают звёзды, до определённой поры
находятся в относительном равновесии за счёт примерного равенства
сил между гравитацией с одной стороны (фактор сжатия), а с другой
стороны - кинетической энергией газовых потоков,  тепловым движе-
нием молекул и магнитным полем (факторы расширения).  Если равно-
весие нарушается,  эти облака коллапсируют с образованием протоз-
везды.  На стадии протозвезды гравитационному коллапсу в какой-то
момент успешно противостоит давление разогревшегося газа (газ ра-
зогрелся в результате гравитационного  сжатия,  а  непрозрачность
протозвезды  препятствует быстрому оттоку тепла в виде инфракрас-
ного излучения). Маломассивные протозвёзды могут пребывать в этом
состоянии длительное время. Когда всё-таки достигается температу-
ра термоядерного синтеза,  и звезда "выходит" на Главную последо-
вательность,  гравитационному  коллапсу  начинает  препятствовать
давление газа,  разогретого энергией термоядерного синтеза  гелия
из водорода.  По исчерпании водородного "топлива" гравитационному
коллапсу таким же способом последовательно  противостоят  термоя-
дерное "горение" гелия,  углерода,  неона, кислорода и кремния. В
конечном итоге в центре звезды возникает железное  ядро,  которое
до достижения критической массы находится в равновесии, т.к. гра-
витационному коллапсу мешает отталкивание между отрицательно  за-
ряженными  электронными  оболочками атомов.  Если звезда не столь
массивна,  чтобы при своём гравитационном сжатии достичь темпера-
туры  термоядерного  "горения" всех перечисленных элементов,  она
"сходит с дистанции" заблаговременно. В этом случае возникает бе-
лый карлик, и гравитационному коллапсу ядра противостоит давление
вырожденного газа (отталкивание между предельно "прижатыми" к яд-
рам атомными оболочками из электронов). Но даже если железное яд-
ро коллапсирует,  это не всегда означает бесконечное падение  ве-
щества  к  центру  системы.  Коллапс может остановиться на стадии
нейтронного вещества, когда дальнейшему сжатию препятствует ядер-
ные силы (отталкивание между нейтронами). Планетоподобные остатки
угасших красных и коричневых карликов, белые карлики и нейтронные
звёзды могут,  как считается,  сохраняться в стабильном состоянии
бесконечно долгое время (за счёт электрической  силы  Ван-дер-Ва-
альса и т.п.). Может быть, это и не так. Может быть, антигравита-
ционные ресурсы когда-нибудь исчерпаются и в этом случае,  но это
произойдёт в "другой" Вселенной,  где будут иные физические зако-
ны.  А если коллапс не останавливается?  Если масса столь велика,
что в "нашей" Вселенной не существует сил,  способных его остано-
вить? Тогда и только тогда образуется чёрная дыра, в которой, как
полагает  современная физика,  вещество беспрепятственно падает в
центр системы.  Впрочем,  мы не видим и не знаем событий, которые
происходят внутри чёрной дыры,  т.к.  свет не в состоянии преодо-
леть её притяжение.  Не исключено, что те частицы, которые в нас-
тоящее  время  кажутся элементарными,  скрывают внутри себя неиз-
вестные уровни организации материи. Тогда можно предположить, что
и в чёрных дырах, за горизонтом событий, вещество продолжает соп-
ротивляться коллапсу на каких-то неведомых нам рубежах.
   20. Современная  эпоха  развития  Наблюдаемой  Вселенной - это
эпоха звёзд. Но звёзды были не всегда и, наверное, будут не всег-
да. В первые моменты после Большого взрыва Вселенная  (Наша  все-
ленная?), как в настоящее время считается, состояла из элементар-
ных частиц.  Потом "господство захватили" протоны и нейтроны, ко-
торые  из-за "раскалённости" окружающей среды ещё "не смели" объ-
единяться в атомные ядра. После этой непродолжительной эпохи (ме-
нее 100 секунд) пришла эпоха атомных ядер,  которая длилась около
миллиона лет.  По прошествии этого времени температура  упала  до
нескольких  тысяч  градусов,  и  наступила  эпоха атомов [Хокинг,
2000].  В эту эпоху, хотя и не сразу, возникли протогалактические
облака,  которые  медленно коллапсировали,  и в какой-то "момент"
вспышка первой звезды "возвестила" о начале эпохи  звёзд.  Звёзды
первого поколения постепенно уступали место звёздам второго поко-
ления,  галактики приобретали современный облик,  шло  накопление
тяжёлых  элементов  и других продуктов "жизнедеятельности" звёзд.
Когда-нибудь межгалактическое вещество, поставляющее газ в галак-
тики,  исчерпается,  межзвёздное вещество перейдёт в звёзды, а те
"прогорят",  образовав тёмные или  "слабо  тлеющие"  "огарки",  и
звёздная эпоха завершится.  Возможно, это будет эпоха повсеместно
растущих чёрных дыр.  В столь далёкое будущее  заглянуть  трудно,
но, как знать, вдруг разумные существа к тому времени "спохватят-
ся" и начнут дружно преобразовывать мир,  обуздывая  даже  чёрные
дыры?  Кип  Торн уже сейчас описал такие возможности...  Разумная
жизнь сможет пронизать своим  воздействием  Вселенную,  превратив
всю её в живое вещество.  Как она поведёт себя, эта разумная Все-
ленная?


                           ЛИТЕРАТУРА

   Ануфриев Г.С.,  Болтенков Б.С.  Космическая пыль в  океане.  -
Природа. 2000. N9. С.21-28.
   Ашимбаева Н.Т.  Белые карлики нового типа.  - Природа.  2008а.
N9. С.78-79.
   Ашимбаева Н.Т.  Самый  холодный коричневый карлик.  - Природа.
2008б. N10. С.84-85.
   Ашимбаева Н.Т.  Телескоп "Кеплер": первые результаты космичес-
кой миссии. - Природа. 2009. N11. С.80-81.
   Бачинский А.И. Очерк жизни и трудов Николая Алексеевича Умова.
М., 1916.
   Бескин В.С.  "Центральная машина" в компактных астрофизических
объектах. - Природа. 2007. N8. С.29-37.
   Бете Х.А.,  Браун Дж. Как взрывается сверхновая. - В мире нау-
ки. 1985. N7. С.26-35.
   Блажко С.Н.  История Московской астрономической обсерватории в
связи с  преподаванием  астрономии в университете (1824-1920).  -
Учёные записки МГУ. Вып. 58. 1940.
   Бреус Т.К.  Биологические эффекты солнечной активности. - При-
рода. 1998. N2. С.76-88.
   В космосе  -  очередная  странность.  -  Природа.  2001.  N11.
С.77-78 [Science. 2001. V.291. N5503. P.440 (США)].
   В поисках планет,  подобных Земле.  - Природа.  1999. N4. С.99
[Astronomy and Geophysics.  1998.  V.39. N5 (Великобритания); New
Scientist. 1998. V.159. N2142. P.23 (Великобритания)].
   Вибе Д.З. Получены свидетельства существования горизонта собы-
тий. - Природа. 2001а. N5. С.80.
   Вибе Д.З.  Две необычные планетные системы.  - Природа. 2001б.
N7. С.50.
   Вибе Д.З.  Измерены  колебания  диаметра переменной звезды.  -
Природа. 2001в. N7. С.28-29.
   Вибе Д.З.  Затмение звезды экзопланетой. - Природа. 2001в. N2.
С.67-68.
   Вибе Д.З.  Планеты или звёздные пятна?  - Природа.  2003а. N2.
С.80-81.
   Вибе Д.З.  Орбита звезды в центре Галактики. - Природа. 2003б.
N6. С.82.
   Вибе Д.З.  Гамма-всплески  -  взрывы  сверхновых?  -  Природа.
2003в. N7. С.76-77.
   Вибе Д.З.  Звёзды рождаются не только в галактиках. - Природа.
2003г. N10. С.67.
   Вибе Д.З.  Чёрные дыры в шаровых скоплениях. - Природа. 2003д.
N1. С.78.
   Вибе Д.З.  Рентгеновское  излучение  протозвезды.  -  Природа.
2005. N9. С.77-78.
   Вибе Д.З. Впервые сделан снимок экзопланеты? - Природа. 2006а.
N2. С.81-82.
   Вибе Д.З.  Ещё один гамма-всплеск совпал со сверхновой. - При-
рода. 2006б. N9. С.79-80.
   Вибе Д.З.  Странности  в  распределении  галактик.  - Природа.
2006в. N11. С.74-75.
   Вибе Д.З.  Самая яркая сверхновая.  - Природа. 2007а. N4. C.85
[http://arxiv.org/astro-ph/0612617].
   Вибе Д.З.  Рекордная скорость вращения  нейтронной  звезды.  -
Природа. 2007б. N8. C.81-82.
   Вибе Д.З.  На экзопланете обнаружен метан.  - Природа.  2008б.
N7. С.83.
   Вибе Д.З.  Наблюдения  начала  вспышки сверхновой.  - Природа.
2008в. N10. С.83-84.
   Вибе Д.З.  Новые прямые снимки планет.  - Природа.  2009.  N8.
C.79-80.
   Внесолнечная планета  с гигантским каменным ядром.  - Природа.
2007. N2. C.73 [http://arxiv.org/astro-ph/0507009].
   Водопад астрономической информации.  - Природа. 2000. N8. С.43
[ESO Press Release. 18/99. 1999. 29 November].
   Вселенная. Наглядный словарь.  Лондон, Нью-Йорк, Штутгарт, М.,
Дорлинг Киндерсли,  1999. 64 с. [Впервые опубликовано в 1993 г. в
Великобритании; научно-популярное издание, содержит некоторое ко-
личество опечаток, неточностей и излишних упрощений].
   Всехсвятский С.К.  Солнце.  - В кн.: Вселенная. М., Госкультп-
росветиздат, 1955. С.85-108.
   Вторая затменная планетная система.  - Природа. 2003. N8. С.82
[Nature. 2003. V.421. N6022. P.507 (Великобритания)].
   Второе рождение объекта Сакураи.  - Природа.  2006.  N2.  С.81
[Science. 2005. V.308. P.231 (США)].
   Вусли С.,  Уивер Т. Грандиозная Сверхновая 1987 года. - В мире
науки. 1989. N10. С.14-23.
   Гамма-всплеск: джет внутри джета. - Природа. 2004. N6. С.82-83
[Nature. 2003. V.426. N6963. P.154-157 (Великобритания)].
   Где наше место в Галактике?  - Природа.  1996.  N9. С.103 [New
Scientist. 1995. V.148. N1998. P.17 (Великобритания)].
   Генри Т.Дж. и др. Ближайшие звезды. - Консорциум по исследова-
нию близких звезд. 1999 [http://www.astronet.ru/db/msg/1208411].
   Глобальное потепление солнцем не объяснить.  - Природа.  2007.
N5. С.80 [Nature. 2006. V.443. P.161 (Великобритания)].
   Гибель красного гиганта порождает условия для жизни.  - Приро-
да. 2002. N5. С.79 [Science. 2001. V.293. N5526. P.407 (США)].
   Гибридный гамма-всплеск.  - Природа.  2007.  N5. С.79 [Nature.
2002. V.418. N6896. P.405 (Великобритания)].
   Гиндилис Л.М.   Летящая  звезда  Барнарда.  -  http://seti.ho-
ha.ru/stat_02_23.html
   Гонсалес Х.Г.  Эволюция пульсаров.  - В мире науки.  1986. N6.
С.16-26.
   Гордость европейской астрономии.  - Природа.  2000.  N8.  С.42
[ESO Press Release. 1999. 8 December].
   Дагаев М.М. Мир звёзд. - В кн.: Вселенная. М., Госкультпросве-
тиздат, 1955. С.223-274.
   Далёкие сверхновые и "тёмная энергия".  - Природа.  2004.  N9.
С.81 [Science. 2004. V.303. N5662. P.1271 (США)].
   Двойной радиопульсар.  - Природа.  2005.  N2.  С.79  [Science.
2004. V.303. N5655. P.153; N5661. P.1143, 1153 (США)].
   "Детство" Вселенной - на карте.  - Природа.  2003.  N12.  С.71
[Science. 2003. V.299. N5609. P.991 (США)].
   Диоген Лаэртский. О жизни, учениях и изречениях знаменитых фи-
лософов. М., Мысль, 1979. 620 с.
   Ефремов Ю.Н.  Загадки звёздных  дуг.  -  Природа.  2000.  N10.
С.34-41.
   Ефремов Ю.Н. Звёздные сверхскопления и сверхассоциации. - При-
рода. 2004. N6. С.23-30.
   Ефремов Ю.Н. Звёздные острова. Галактики звёзд и Вселенная га-
лактик. Фрязино, Век2, 2005. 270 с.
   Звездотрясение магнетара.  - Природа. 1999. N2. С.105-106 [New
Scientist. 1998. V.160. N2154. P.5 (Великобритания)].
   Звезда, пожирающая свои планеты.  - Природа.  2004.  N7.  С.80
[Monthly  Notices  of the Royal Astronomical Society.  2003.  09.
P.341  (Великобритания);  Science.  2003.  V.302.  N5643.   P.200
(США)].
    Звезда Corot-7 - обладательница двух супер-земель. - Природа.
2010.  N1.  С.83-84.  [The Corot-7 Planetary System: Two Orbiting
Super-Earths   (http://exoplanet.eu/papers/corot7-RV.pdf),    ar-
Xiv:0908.0241v3].
   Звёзды / Ред.-сост.  В.Г.Сурдин.  - Изд.  2-е.  М., Физматлит,
2009. 428 с.
   Звёзды не любят одиночества.  - Природа. 1991. N3. С.104 [Pub-
lication le Observatorie de Geneve.  1990.  N42; Journal of Royal
Astronomical Society of Canada. 1990. V.83. N5. P.289].
   Звёзды "омолаживаются",  а  Вселенная  "стареет".  -  Природа.
1998. N4. С.104-105 [New Scientist. 1997. V.153. N2070. P.17 (Ве-
ликобритания)].
   Звезда с хвостом.  - Природа.  2007.  N11. С.73 [Nature. 2007.
V.448. N7155. P.780 (Великобритания)].
   И вдруг погасли две звезды. - Природа. 2009. N9. С.85-86 [Sci-
ence. 2009. V.324. N5926. P.486 (США)].
   Изменение диаметра Солнца.  - Природа.  1988.  N11.  С.101-102
[Nature. 1988. V.331. P.421-423; 1987. V.326. P.52-55 (Великобри-
тания)].
   Изучая "тёмную материю".  - Природа.  2002. N6. С.79 [Science.
2001. V.293. N5537. P.1970 (CША)].
   Кацова М.М.,  Лившиц М.А. Недостающее звено звёздной эволюции.
- Природа. 1998. N10. С.54-66.
   Кейлер Д.  Наблюдая смерть звезды.  - В мире науки.  1992. N7.
С.84-87.
   Кипящая планета.  - Природа. 2004. N12. С.72-73 [Astrophysical
Journal.  2004.  V.604.  N2.  P.L69 (США);  Science. 2004. V.303.
N5665. P.1732 (CША)].
   Клочкова В.Г.  Ярче ста тысяч  солнц  -  Природа.  2009.  N11.
С.12-19.
   Клочкова В.Г.,  Панчук В.Е. От звезды к планетарной туманности
- Природа. 2002. N3. С.28-29.
   Колебания размеров Солнца. - Природа. 1996. N7. С.109-110 [Na-
ture. 1995. V.377. N6546. P.214 (Великобритания)].
   Крабовидная туманность: гипотезы находят подтверждение. - При-
рода.  2003. N6. С.83 [Science. 2002. V.297. N5589. P.1979 (CША);
Astrophysical Journal Letters. September 20. 2002 (США)].
   Кувелиоту К., Дункан Р., Томпсон К. Магнитары. - В мире науки.
2003. N6. С.26-35.
   Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. Изд. 5-е. М.,
Эдиториал УРСС, 2002. 688 с.
   Купер Х.,  Хенбест Н.  Атлас космоса. [Иллюстрации Лучано Кор-
беллы]. Лондон - Нью-Йорк - Штутгарт - Москва, Дорлинг Киндерсли,
1998. 64 с.
   Лазарев П.П.  К 25-летию со дня смерти П.Н.Лебедева.  - Успехи
физ. наук. 1937. Т.17, вып.4.
   Лейбахер Д.У., Нойс Р.У., Тумре Ю., Ульрих Р.К. Гелиосейсмоло-
гия. - В мире науки. 1985. N11. С.4-14.
   Люди русской науки. М.-Л., 1946; М., 1961.
   Магнетар взорвался. - Природа. 1999. N10. С.107 [Nature. 1999.
V.395. N6702. P.529 (Великобритания)].
   Магнитогидродинамические процессы на Солнце.  - Природа. 1997.
N8. С.108-109 [Nature. 24. April 1997. V.386. P.811-813 (Великоб-
ритания)].
   Масевич А.Г.,  Тутуков А.В.  Эволюция звёзд: теория и наблюде-
ния. М., Наука, 1988. 280 с.
   Межзвёздные планеты-гиганты. - Природа. 2002. N1. С.76 [Scien-
ce. 2001. V.291. N5509. P.1680 (CША); www.nao.ac.jp].
   Миронов А.В.  "Заместители"  Солнца.  -  Природа.  1998.   N9.
C.40-44.
   Молодое Солнце:  тусклое или яркое.  - Природа. 2002. N8. С.81
[Astrophysical Journal Letters. 2001. V.560. N2. P.L185 (США)].
   На тау Кита - как на Солнце.  - Природа.  1995.  N2. С.108-109
[Astrophysical Journal.  1994. 1 June (США); New Scientist. 1994.
V.141. P.14 (Великобритания)].
   Найден остаток исторической сверхновой.  - Природа. 2003. N11.
С.81 [Astrophysical Journal. 2003. V.585. N1. P.324 (США)].
   Новикова О.А.  Гамма-всплеск на  краю  Вселенной.  -  Природа.
2001. N9. С.71-72.
   Одиночная нейтронная звезда поглощает межзвёздный газ.  - При-
рода.  2001.  N2.  С.80-81  [ESO  Press Release.  September 2000;
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-19-00.html].
   Определение массы коричневого карлика.  - Природа.  2004. N11.
С.73-74.
   От Солнца "валит пар".  - Природа.  1998.  N2. С.102 [Science.
1997. V.277. N5324. P.346 (США)].
   Открыта идеальная экзопланета.  - Природа.  2006.  N3. С.79-80
[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0510119].
   Открыта сверхновая,  наша  соседка.  -  Природа.  1999.   N10.
С.107-108 [Nature.  1999.  V.396.  N6707. P.141-142 (Великобрита-
ния)].
   Переменный характер "неподвижной" звезды. - Природа. 2005. N7.
С.82 [Science. 2004. V.304. N5678. P.1741 (США)].
   Переопределены параметры вращения нашей Галактики.  - Природа.
2009. N5. С.82 [http://arxiv.org/abs/0902.3913].
   Планета "командует"  своей  звездой.  -  Природа.  2005.   N2.
С.79-80 [Science. 2004. V.303. N5657. P.461 (США)].
   Планета почти касается звезды? - Природа. 1996. N12. С.91 [New
Scientist. 1995. V.148. N1999. P.18 (Великобритания)].
   Планета у Беты Живописца? - Природа. 1996. N9. С.105 [New Sci-
entist. 1995. V.147. N1984. (Великобритания)].
   Планетная система пульсара.  - Природа.  1992.  N6.  C.106-107
[Nature. 1992. V.355. N6358. P.325 (Великобритания)].
   Планеты образуются буквально "на  глазах".  -  Природа.  2003.
N10. С.68 [Science. 2002. V.296. N5575. P.1951 (США)].
   Подсчитаны сверхновые в нашей Галактике.  - Природа. 2006. N5.
C.81-82 [Nature. 2006. V.439. N7072. P.45 (Великобритания)].
   Почему у экзопланет вытянутые орбиты.  - Природа.  2005.  N12.
С.65-66 [Nature. 2005. V.434. N7035. P.873-876 (Великобритания)].
   Пояс астероидов или остатки кометы? - Природа. 2006. N4. С.81.
   Прохоров М.Е., Попов С.Б. Новые лики нейтронных звёзд. - В ми-
ре науки. 2003. N6. С.36-39.
   Пылевой диск вокруг нейтронной звезды.  - Природа.  2006. N10.
C.80 [Nature. 2006. V.440. P.772 (Великобритания)].
   Разглядеть Бетельгейзе  "в  лицо".  -  Природа.   1996.   N10.
С.110-111 [Science News. 1996. V.149. N4. P.63 (CША)].
   Раскрыта загадка рентгеновского излучения Галактики.  - Приро-
да.  2009. N7. С.75-76 [По сообщениям Пресс-службы Института кос-
мических исследований РАН].
   Рекордное вращение пульсара.  - Природа.  1999. N3. С.108 [New
Scientist. 1998. V.157. N2120. P.24 (Великобритания)].
   Рентгеновские вспышки и гамма-всплески.  - Природа.  2002. N9.
C.80-81       [http://www.lanl.gov/worldniew/news/releases/archi-
ve/02-038.shtml].
   Решетников В.П. Астрономические задачи начала XXI века, или 23
проблемы Сэндиджа. - Природа. 2003. N2. С.32-40.
   Рис М.Д. Чёрные дыры в центрах галактик. - В мире науки. 1991.
N1. С.16-25.
   Ритмика магнитных процессов на Солнце.  - Природа.  2004. N11.
С.73 [Science. 2003. V.302. N5650. P.1490 (CША)].
   Розенталь И.Л.,  Трубников Б.А.  Обнаружен самый мощный косми-
ческий гамма-всплеск. - Природа. 1998. N1. С.11-18.
   Сверхновые типа Iа взрываются несимметрично.  - Природа. 2004.
N2. С.77 [ESO Press Release. 23/03. 6 August 2003].
   Скульптура звездного неба.  - Природа. 2005. N8. С.17 [Science
et Vie. 2005. N1050. P.20 (Франция)].
   Собственные имена   звезд   в   созвездиях  [http://astro.web-
sib.ru/sprav/im_zvezd.htm]
   Соукер Н.  Планетарные туманности.  - В мире науки.  1992. N7.
С.26-34.
   Сурдин В.Г.  Сближение Солнца с соседними звёздами. - Природа.
1994. N11. С.112-113.
   Сурдин В.Г.  Звезда-монстр излучает как микроволновый мазер. -
Природа. 1997а. N1. С.43-45.
   Сурдин В.Г.  Загадка  "убегающих  звёзд"  решена.  -  Природа.
1997б. N7. С.105-106.
   Сурдин В.Г.  Реактивные струи у молодых звёзд [и галактик].  -
Природа. 1998. N1. С.51-52.
   Сурдин В.Г. Рождение звёзд. М., Эдиториал УРСС, 1999. 232 с.
   Сурдин В.Г.  Гигантские экзопланеты на месте Земли. - Природа.
1999а. N11. С.77-78.
   Сурдин В.Г. Литиевая звезда. - Природа. 1999б. N6. С.101-103.
   Сурдин В.Г.  Как  рождаются  звёзды?  -  Природа.  2000а.  N3.
С.58-59.
   Сурдин В.Г. Второй "глаз" Очень большого телескопа. - Природа.
2000б. N4. С.36.
   Сурдин В.Г.  Тайна  Чёрного  облака.  -  Природа.  2000в.  N5.
С.78-79.
   Сурдин В.Г. Каталог экзопланет. - Природа. 2000г. N7. С.20-21.
   Сурдин В.Г.  Молодой коричневый карлик.  - Природа. 2001а. N5.
С.37-38.
   Сурдин В.Г.  Рождение звезды в тёмном облаке - модель шампанс-
кого. - Природа. 2001б. N7. С.49-50.
   Сурдин В.Г.  Египетские  пирамиды ориентированы по звёздам.  -
Природа. 2001в. N9. С.79-80.
   Сурдин В.Г. Хоровод вокруг чёрной дыры. - Природа. 2001г. N12.
С.67-68.
   Сурдин В.Г.  Самая массивная чёрная дыра звёздного происхожде-
ния. - Природа. 2002а. N6. С.13-15.
   Сурдин В.Г. Пятая сила. М., Изд-во Моск. центра непрерывн. ма-
тем. образования, 2002б. 40 с.
   Сурдин В.Г.  Гигантская планета в опасности. - Природа. 2003а.
N8. С.82-83.
   Сурдин В.Г.  "Портрет" Альфы Центавра.  - Природа. 2003б. N11.
С.79-80.
   Сурдин В.Г.  Гамма-всплески связаны с гиперновыми.  - Природа.
2003в. N12. С.72-73.
   Сурдин В.Г.  Самая сплюснутая звезда.  - Природа.  2004а.  N1.
С.82-83.
   Сурдин В.Г. Происхождение двойных звёзд. - Природа. 2004б. N3.
С.12-18.
   Сурдин В.Г. Массивные звёзды рождаются в уединении. - Природа.
2004в. N4. С.81.
   Сурдин В.Г.  Планеты иных звёзд.  -  Вселенная,  пространство,
время. 2004г. N4(5). С.6-11.
   Сурдин В.Г.  Сколько весит самая маленькая звезда.  - Природа.
2005а. N11. С.30-31.
   Сурдин В.Г.  Сверхскопление молодых звёзд в  Млечном  Пути.  -
Природа. 2006а. N1. С.79-81.
   Сьюард Ф.Д.,  Горенстейн П., Такер У.Г. Молодые остатки сверх-
новых звёзд. - В мире науки. 1985. N10. С.42-51.
   Тайна третьей планеты. - Природа. 2005. N9. С.78 [Интернет].
   Там скрывается планета?  - Природа.  1995.  N2. С.117 [Nature.
1994. V.369. N6482. P.610, 628-630 (Великобритания)].
   Тверской Б.А.   Генерация  космических  лучей  в  межпланетном
пространстве. - Природа. 1986. N1. С.11-19.
   Торн К.С.  Путешествие среди чёрных дыр.  - Природа. 1988. N8.
С.82-94.
   Трахтенгерц В.Ю.,  Демехов А.Г. Космические циклотронные мазе-
ры. - Природа. 2002. N4. С.25-31.
   Трубников Б.А. Загадка небесных гамма-всплесков близка к реше-
нию. - Природа. 1998. N1. С.11-18.
   Углеродная атмосфера у нейтронной звезды в Кассиопее А. - При-
рода. 2010. N3. С.81-82 [Nature. 2009. V.462. P.71-73 (Великобри-
тания)].
   У Солнца обнаружился "близнец".  - Природа.  2005. N1. С.82-83
[Science. 2004. V.303. N5657. P.461 (CША)].
   У Фомальгаута есть планета.  - Природа. 2006. N4. С.80-81 [Na-
ture. 2005. V.435. P.1067-1070 (Великобритания)].
   Вторая затменная планетная система.  - Природа. 2003. N8. С.82
[Nature. 2003. V.421. N6022. P.507 (Великобритания)].
   Угольников О.С.  Гамма-всплески и гравитационные линзы. - При-
рода. 2003. N6. С.18-24.
   Улубеков А.Т.  Богатства внеземных ресурсов. М., Знание, 1984.
255 с.
   Федулаев Л.Е. Физическая форма гравитации: Диалектика природы.
М., КомКнига, 2006. 288 с.
   Филиппов Б.П.  Кусочки Солнца "навынос". - Природа. 1999. N10.
С.32-40.
   "Фонтанирует" нейтронная звезда.  - Природа. 2002. N2. С.78-79
[Science. 2001. V.292. N5522. P.1631 (CША); Astrophysical Journal
Letters.    May    20,    2001    (США);    электр.    адрес    -
www.aoc.nrao.edu/pr/scoxI/scoxI.movie.html]. ["единица" и латинс-
кая буква "L" в "scoxI" почти не различаются].
   Фридман А.М.,  Хоружий О.В. Предсказание и открытие гигантских
вихрей в галактиках. - Природа. 1998. N9. C.25-39.
   Хокинг С.  Краткая история времени. От большого взрыва до чёр-
ных дыр. СПб, Амфора, 2000. 268 с.
   Хокинг С.,  Млодинов Л. Кратчайшая история времени. СПб, Амфо-
ра. ТИД Амфора, 2007. 180 с.
   Хоскин М. Вильям Гершель и становление современной астрономии.
- В мире науки. 1986. N4. С.70-77.
   Хэбинг Д.,  Нейгебауэр Д. "Инфракрасное" небо. - В мире науки.
1985. N1. С.17-26.
   Цефеиды погружены в газовые коконы.  - Природа. 2006. N7. C.81
[Astronomy and Astrophysics. 2006. V.448. P.623 (Междунар. европ.
журнал)].
   Циолковский К.Э.  Монистический  материализм   [первоначальное
название работы "Что надо знать всякому человеку", Калуга, 1931].
М., Самообразование, 2007. 64 с.
   Часы-пульсар. - В мире науки. 1985. N11. С.36-37.
   Черепащук А.М.  Демография чёрных дыр.  - Природа.  2006. N10.
С.16-26.
   Черепащук А.М.,  Чернин А.Д.  Вселенная,  жизнь,  чёрные дыры.
Фрязино, Век 2, 2007. 320 с.
   Чёрная дыра в Галактике?  - Природа. 1992. N7. [New Scientist.
1992. V.133. N1807. P.22 (Великобритания)].
   Что ожидает Солнце и Землю?  - Природа. 1994. N9. С.41-42 [New
Scientist. 1994. V.142. N1919. P.18 (Великобритания)].
   Эпикур. Эпикур приветствует Пифокла. - В кн.: Лукреций. О при-
роде вещей. Л., Изд-во АН СССР, 1947. Т.2. С.564-589.
   [ЭС, 1963,  1964]. Энциклопедический словарь в двух томах. М.,
Советская энциклопедия, 1963 и 1964. 656 и 736 с.
   "IRAS" -  великий  первооткрыватель.  -  Природа.  1996.   N9.
С.104-105 [New Scientist.  1995. V.148. N2002. P.34 (Великобрита-
ния)].
   [wikipedia, Алголь]       -        http://ru.wikipedia.org/wi-
ki/%D0%90%D0%BB%D0%B3%D0%BE%D0%BB%D1%8C


                       КОНСПЕКТ КОНСПЕКТА
                   (написан И.Р.Миклашевским)

   Теория рождения звёзд создана Джинсом в начале XX века. Грави-
тация стремится сжать газовое облако, давление - расширить. В ре-
зультате оно коллапсирует,  если  его  масса  больше  критической
джинсовской.  Вращение при сжатии ускоряется, в результате проис-
ходит фрагментация.
   Взрыв сверхновой,  как  метла  сгоняет газ в кучу (и порождает
каверны).
   Стабильное сферически  симметричное  газовое облако постоянной
температуры имеет плотность,  зависящую от расстояния  до  центра
(она равна $\frac{dm/dr}{4\pi r^2}$).  Приравнивая гравитационную
силу силе давления, получаем: $Gm(r)\ro(r)/r^2 = dp/dr$, где дав-
ление $p$ равно произведению плотности, температуры и коэффициен-
та,  зависящего только от состава газа. Положив его равным 1, по-
лучаем  нелинейное  обыкновенное  дифференциальное уравнение 2-го
порядка на $m(r)$:  $r^2 d^2m/dr^2 = (m/T+2r)dm/dr$.  При  сжатии
облака  гравитационная  сила  будет расти обратно пропорционально
квадрату линейных размеров, давление (и его градиент - архимедова
сила)  -  обратно пропорционально кубу линейных размеров в случае
изотермического сжатия и пятой степени в  случае  адиабатического
сжатия.  Но сила давления есть давление умноженное на площадь,  а
площади будут уменьшаться пропорционально квадрату линейных  раз-
меров. В результате при сжатии давление растёт медленнее гравита-
ции в изотермическом случае и быстрее -  в  адиабатическом.  Пока
большое  облако прозрачно,  сжатие будет изотермическим,  так что
равновесие оказывается неустойчивым.  В ходе сжатия  прозрачность
теряется,  и оно останавливается, а облако нагревается.
   На стадии гравитационного сжатия протозвезда светит в несколь-
ко раз ярче,  чем она будет светить за счет термоядерных реакций.
Но наиболее массивные звёзды на этой стадии окружены непрозрачным
облаком,  они становятся видимыми только когда выходят на Главную
Последовательность.
   Звёзды имеют массу от нескольких сотых солнечной до нескольких
десятков или сотен солнечной. Звезда горит тем быстрее, чем боль-
ше ее масса:  продолжительность жизни нашего Солнца около 10 мил-
лиардов лет,  а самые крупные звёзды живут миллионы лет;  красные
карлики  живут  настолько  долго,  что  возраст Вселенной намного
меньше продолжительности их жизни,  так что все существующие сей-
час красные карлики очень молоды.
   На ранних стадиях звёзды светят за счет энергии гравитационно-
го сжатия, потом в их недрах начинается термоядерная реакция син-
теза гелия из водорода, сжатие прекращается; на этой стадии звез-
да  находится бо"льшую часть своей жизни.  Только самые маленькие
звёзды (коричневые карлики) не доходят до этой стадии: температу-
ра в их недрах никогда не достигает величины достаточной для син-
теза гелия из водорода;  некоторое время происходит синтез  гелия
из дейтерия, но дейтерия мало, и он быстро выгорает. Красные кар-
лики,  когда водород в ядре будет израсходован, постепенно потух-
нут,  превратятся в чёрных карликов;  вероятно перед этим пройдут
стадию гравитационного сжатия.  Звёзды массы порядка нашего Солн-
ца, когда водород в ядре закончится, будут светить за счет синте-
за гелия из водорода в слоях более  близких  к  поверхности;  при
этом  звезда  раздуется и превратится в красного гиганта,  свети-
мость ее возрастет.  Затем гелиевое ядро сожмётся  и  разогреется
настолько, что в нем начнется реакция синтеза углерода и кислоро-
да из гелия;  потом загорится гелий в слоях более близких  к  по-
верхности,  звезда  раздуется еще больше.  В конце концов газовая
оболочка будет сброшена,  а термоядерные реакции прекратятся, ос-
таток  звезды  сожмётся до размеров порядка Земли и превратится в
белого карлика, светящего за счет энергии гравитационного сжатия.
Горение водорода в приповерхностных слоях и горение гелия занима-
ет гораздо меньшее время,  чем горение водорода в ядре;  а стадия
белого карлика продолжится намного дольше (порядка 100 миллиардов
лет); в конце концов белый карлик потухнет, превратится в чёрного
карлика (но гораздо более плотного,  чем чёрный карлик,  получив-
шийся из красного).
   В звёздах намного более массивных,  чем Солнце,  когда гелий в
ядре будет исчерпан, оно сожмётся и разогреется до такой степени,
что станут возможными термоядерные реакции,  в результате которых
углерод и кислород сливаются в более тяжелые элементы; эти термо-
ядерные  реакции проходят очень быстро,  возникает железное ядро,
оно коллапсирует,  происходит  взрыв  так  называемой  сверхновой
звезды; в течение нескольких месяцев она излучает на много поряд-
ков больше энергии,  чем обычная звезда.  В результате образуется
разлетающееся облако, а в центре остается сверхплотная нейтронная
звезда (пульсар). Если масса звезды была более, чем в 8 раз боль-
ше солнечной,  после взрыва на её месте остаётся чёрная дыра.
   Подавляющее большинство звёзд Галактики - красные карлики. Да-
же  самые  близкие  к нам красные карлики видны только в бинокль.
   Большинство звёзд Галактики,  в том  числе  Солнце,  находятся
вблизи плоскости Млечного Пути (это не относится к звёздам перво-
го поколения, возникшим при формировании Галактики из гигантского
газового облака). Солнце находится на полпути от центра Галактики
к её краю. Характерные расстояния между звёздами в этой области -
несколько световых лет.  Ближе к центру Галактики звёзды располо-
жены гуще.

поделиться: