Рождение миров

Счастливая ошибка

Человек, невольно содействовавший появлению одной реакционной гипотезы о происхождении звезд, остался неизвестным. Расследование не дало результатов, виновника не нашли, хотя искали его не для того, чтобы наказать, а, наоборот, — щедро наградить.

Обстоятельства этой характерной для буржуазной науки истории таковы.

Дело происходило в 1922 году. Астроном Э. Габбл фотографировал белые спиральные туманности, применяя наибольшие увеличения, какие только способен был дать стодюймовый зеркальный телескоп обсерватории Моунт Вильсон.

В те годы ученые еще не знали, что представляют собой эти странные небесные светила. Они видели, что среди звезд светятся какие-то пятнышки с расплывчатыми неясными очертаниями. В телескопе эти пятнышки выглядели спиральными завитками, словно закрученными неведомым космическим вихрем.

Клочковатая форма белых завитков роднила их с обычными туманностями, но в то же время они не были на них похожи. Завитки излучают белый свет, а туманности — зеленоватый. Спектры туманностей состоят из отдельных цветных линий, свойственных светящимся газам, а спектр спиралей — звездный, такой же как у Солнца. Что же это — звезды, кажущиеся туманностями, или туманности, состоящие из звезд, — оставалось неизвестным.

Положение среди звезд двух соседних галактик: в созвездии Андромеды — М-31 и в созвездии Треугольника — М-33.

Э. Габбл хотел раскрыть загадку белых спиралей. Безлунными ночами, когда устанавливалась тихая погода, когда воздух был прозрачен, а небо безоблачно, Габбл фотографировал спиральные туманности, накапливая материалы наблюдений. Свое внимание астроном сосредоточил на двух туманностях: в созвездии Андромеды и по соседству с ней — в Треугольнике.

Снимки, сделанные на пластинках, имевшихся в обсерватории, ничего особенного или нового не показывали. Отчетливо виднелись спиральные ветви и почти круглое яркое ядро туманности. Казалось, что светоносное вещество несколькими струями изливается из ядра и закручивается вокруг него наподобие часовой пружины. Ничего, что проливало бы свет на природу белых туманностей, заметить не удавалось.

Старый запас фотопластинок подошел к концу. В обсерватории вскрыли коробку из недавно полученной партии пластинок, зарядили кассеты, и Габбл сделал несколько снимков.

Пластинки проявили. Астроном стал их рассматривать и с восторгом убедился, что спиральные ветви не выглядят сплошными струями светоносного тумана. Они распались на множество черных точек. Это были самые обыкновенные звезды, но только исключительно мелкие — восемнадцатой и девятнадцатой величины.

Габбл продолжал фотографировать туманности Андромеды и Треугольника. Число снимков росло. Астроном сравнивал их между собой и заметил, — некоторые черные точки-звездочки на всех фотографиях остаются одинаковыми, а некоторые — меняются. Габбл разложил на столе все снимки, сделанные в течение нескольких месяцев и рассматривал их по порядку, начиная с более ранних. Таким образом он проследил все изменения, происходящие среди звезд туманности Андромеды.

Галактика Андромеды (большое увеличение).

Несколько десятков звезд сначала становились крупнее, потом они слабели и даже совсем исчезали, а затем снова появлялись, разгораясь до прежней величины. Блеск звезд изменялся с исключительной правильностью — звезды разгорались и меркли в точно определенные сроки — одни за 5 суток, другие за 7, третьи за 10, 20 и даже за 40 суток. Все они разгорались быстрее, чем ослабевали.

Это были старые друзья астрономов, чудесные маяки Вселенной — цефеиды. Именно они мигали в спиральных ветвях белых туманностей.

Известно, что все цефеиды — большие и яркие звезды. Тут же, на снимках спиральной туманности Андромеды, они выглядят крошечными звездочками 18 и 19 величины. Очевидно, что эти цефеиды находятся очень далеко.

Измерения, сделанные Габблом и другими астрономами, показали, что до туманности Андромеды 850 тысяч световых лет. Эта туманность расположена за пределами нашей Галактики, и она вовсе не туманность, а соседний млечный путь — другая галактика, другой звездный остров, подобный, по внешнему виду, форме и размерам нашей собственной Галактике.

Все остальные пятнышки, виднеющиеся в Гончих Псах и в других созвездиях, тоже оказались галактиками.

Наука торжествовала новую победу. Ученые узнали о существовании соседей Млечного Пути. Перед ними раскрылась величественная картина Мироздания — беспредельное, бесконечное пространство, населенное бесчисленным множеством звездных островов и архипелагов.

Ученым хотелось добиться еще более лучших снимков и разглядеть строение центральных областей ближайших галактик. Что они такое — клубки ли раскаленной материи или просто скопления обычных звезд.

Но запас хороших пластинок подходил к концу; фирме был послан заказ изготовить точно такие же пластинки и, если возможно, то и более чувствительные. Фирма прислала партию пластинок, но увы — на этих пластинках спиральные ветви опять получались сплошными струями и на звезды не распадались. Телескоп с этими пластинками ослеп.

На тревожные запросы обсерватории фирма ответила, что однажды при производстве пластинок кем-то из служащих нечаянно была допущена ошибка или небольшое отклонение от правил производственного процесса. В результате этой «счастливой ошибки» получилась исключительно удачная партия высокочувствительных фотопластинок. Кто это сделал, какая именно «счастливая ошибка» произошла — установить не удалось, и поэтому повторить нечаянную удачу было невозможно. Лаборатория начала исследование «нечаянно-хороших» пластинок.

Изучение соседних галактик замедлилось. Тайна их центральных сгущений осталась нераскрытой.

Через некоторое время качество пластинок было улучшено, но центральные области ближайших галактик попрежнему выглядели сгустками раскаленной материи и на звезды не разделялись.

И вот это-то несовершенство астрономических фотопластинок позволило Джинсу создать свою гипотезу о происхождении звезд.

По мысли Джинса Вселенная была в начале всех начал заполнена Хаосом, состоящим из холодной пыли и газов. Потом какая-то сверхестественная сила разделила Хаос на огромные облака, размером во много раз большим чем величайшая из галактик.

Эти облака стали сгущаться вокруг своего центра тяжести и при этом разогревались. Их вращение ускорялось. От быстрого вращения облака раскаленной пыли и газов сплющивались и принимали форму спортивного диска.

Джинс произвел необходимые расчеты и доказал, что звезды, обладающие чрезмерно большими массами, неустойчивы. Поэтому облака не могли превратиться в сверхгигантские звезды, они, утверждал Джинс, разделились на отдельные струи. Эти струи вырывались из центрального ядра, закручивались вокруг него спиралями и распадались на звезды.

Наблюдая галактику Андромеды, мы видим процесс образования струй и рождение звезд.

Так образовывались галактики — звездные острова, состоящие из миллиардов солнц.

Джинс нарисовал грандиозную картину Мироздания — дикий и неустроенный Хаос, образование из Хаоса гигантских туманностей и целых звездных систем-галактик.

По его мнению, все звезды Млечного Пути возникли сразу и почти одновременно, подобно тому как образуются кристаллы в переохлажденном растворе.

В течение миллиардов лет звезды будут светить, постепенно угасая. В конце концов, растратив свою энергию, они одна за другой остынут. Вселенная будет освещаться только тусклыми догорающими звездами, потом угаснут и они. Вселенная погрузится во мрак.

Галактика в Треугольнике.

В холодном пространстве будут носиться, подобно черным призракам, мертвые шары угасших солнц. И это будет конец света.

Гипотеза Джинса похожа на гипотезу Канта, но в ней уже нет гордых слов — «дайте мне материю и я из нее построю мир».

Эту гипотезу безоговорочно и без всякой критики признали буржуазные ученые. Она соответствовала их религиозным убеждениям, и никого не смущало, что гипотеза Джинса построена не на знании, не на точных, проверенных фактах, а на незнании, на недостатке фактов, на слабости телескопов, на недостаточной чувствительности фотопластинок.

Печальна судьба науки, опирающейся на невежество и на несовершенство средств познания.

В 1944 году ученые сфотографировали центральную область галактики Андромеды и убедились, что никакого сгустка первобытной и раскаленной материи там нет. Центральная область заполнена обыкновенными звездами. Эти звезды ярче и массивней Солнца, но все же они — только звезды.

Гипотеза об одновременном зарождении звезд оказалась обычным идеалистическим вздором, созданным для укрепления религии. Она вела к безвыходному тупику. Передовая наука от нее отказалась.

Ученые продолжали разведку звездного мира, начатую задолго до появления ошибочной гипотезы Джинса.

Среди звездного леса

Чтобы понять, как развивается дуб, нет необходимости ждать, когда желудь, сбросив свою шапочку, выпустит росток и из него разовьется во всей красе зеленый старейшина наших лесов. Для этого достаточно пойти в лес — там найдутся и желуди, из которых высовывают носики первые листочки, и молодые дубки, и зрелые деревья, и трехсотлетние дуплистые великаны, готовые рухнуть от сильного порыва ветра, и трухлявые стволы поверженных деревьев, которые своими остатками удобряют почву для новых поколений дубков.

В лесу внимательный наблюдатель за несколько часов познает всю многовековую историю дерева.

Длительность «жизни» звезд исчисляется миллиардами лет. Жизнь человека коротка. Проследить как возникают, развиваются и гибнут звезды невозможно не только для одного астронома, но и для многих поколений ученых. Но в этом нет особой необходимости. Перед нашими глазами открывается обширнейший звездный «лес». Среди звезд, мерцающих в ночном небе, несомненно найдутся звезды, только что выбравшиеся из космической колыбели, и «взрослые» звезды, которые прожили большую часть жизни, есть и одряхлевшие «старики», тихо угасающие на склоне лет.

Солнце по сравнению с белым гигантом Ригелем, а рядом Ригель по сравнению со звездами-сверхгигантами.

Главное, что нужно исследователю звездного мира, это найти или угадать признаки юности и старости звезд, то есть научиться отличать молодую звезду от старой.

Поисками этих признаков ученые заняты уже много десятилетий, и это не легко: мир звезд велик и разнообразен.

Любуясь звездным небом, мы видим, что звезды отличаются друг от друга блеском. Одни выглядят яркими точками, другие же кажутся мельчайшей серебристой пылью. По блеск звезд, то есть их видимая яркость на небе, обманчив. Он ничего не может сказать нам об истинных размерах и о действительной яркости звезд.

Звезды находятся на разных расстояниях от нас. Расстояния скрадывают подлинные размеры удаленных предметов. Звезды кажутся не такими, какие они есть в действительности. Маленькая, но близкая к нам, звезда выглядит больше и ярче, чем крупная, но далекая звезда.

Поэтому простое разглядывание звездного неба не дает верного представления об окружающих нас светилах. Нужны длительные, кропотливые исследования, годы наблюдений, разнообразные и совершенные инструменты. И тогда разведка далеких миров принесет людям удивительные сведения о звездах и их особенностях.

Яркость звезд

Самая яркая из числа известных нам звезд находится на небе южного полушария, в созвездии Золотой Рыбки. На звездных картах она обозначена буквой S.

S Золотой Рыбки светит как 400 000 солнц вместе взятых. Это исключительно большая и яркая звезда. Солнце, поставленное рядом с ней, будет выглядеть, как свечка рядом с авиационным прожектором. А если S Золотой Рыбки окажется на месте Солнца в центре планетной системы, то от нестерпимого жара ее лучей Меркурий превратится в облачко раскаленного пара, а Земля станет огненно-жидкой каплей.

Самая слабенькая звезда помечена в каталоге астронома Вольфа номером 1055 Б. Она светит в 600 тысяч раз слабее Солнца.

Поставленная рядом с Солнцем, Вольф 1055 Б будет выглядеть, как фонарик светлячка возле стосвечевой электрической лампочки. Если же Вольф 1055 Б займет место нашего Солнца, то по утрам у нас будет восходить маленькое тусклое светило, заливающее Землю жиденькими лучами. Света от него будет немногим больше, чем от полной Луны.

Но Вольф 1055 Б считается самой слабой из светящихся звезд, есть звезды, которые настолько тусклы и холодны, что почти совсем не светятся.

Астрономы Московского института имени Штернберга, фотографируя небо на пластинках, чувствительных к невидимым для глаз инфракрасным лучам, обнаружили существование в пространстве совсем темных и чуть «теплых» звезд. Температура этих звезд-невидимок составляет, примерно, 1500–2000°. Они настолько холодны, что почти не испускают лучей видимого света, это «черные» звезды.

Великаны и карлики

Самая маленькая из числа известных нам звезд тоже записана в каталоге астронома Вольфа. Ее номер 457. Вольф 457 по объему в 800 раз меньше земного шара, по диаметру эта звезда даже меньше Луны — «карманная звездочка».

Самая большая звезда недавно найдена в созвездии Возничего. Эта звезда расположена недалеко от альфы Возничего — Капеллы — и помечена на картах неба греческой буквой эпсилон.

Эпсилон Возничего двойная звезда.

Инфракрасная, несветящаяся звезда эпсилон Возничего. Рядом — красный сверхгигант Антарес и окружность, изображающая земную орбиту.

Звезды, составляющие эту пару, резко отличаются друг от друга.

Одна сравнительно небольшая, золотисто-желтая И яркая, другая же — совсем тусклая, темная, но огромная. Если вообразить, что существует мешок или ящик, равный по объему эпсилону Возничего, то в таком ящике поместились бы вое 7500 звезд, видимых на небе невооруженным глазом.

Поперечник этого великана звездного мира равен 4 миллиардам километров, почти в 3 тысячи раз больше поперечника Солнца.

Температура на поверхности эпсилона Возничего равна 1350°, это одна из «черных» инфракрасных звезд, которые удается наблюдать только при помощи фотографии невидимого — на пластинках, чувствительных к инфракрасным лучам.

Плотность вещества

Плотности вещества на звездах тоже отличаются крайними степенями.

В созвездии Кассиопеи недавно была обнаружена ярко-белая, но очень небольшая звездочка. Она почти что вдвое меньше земного шара. Однако, несмотря на свои более чем скромные размеры, звезда-малютка обладает солидной массой. Из вещества этой звездочки можно выкроить 72 тысячи таких планет, как Земля.

Вещество этой звезды необычайно плотно — оно более чем в два миллиона раз плотнее воды.

Спичка, сделанная из вещества подобной плотности, весила бы на Земле полтонны.

Звезды, обладающие столь необычайной плотностью вещества, получили название белых карликов.

Звезда белый карлик из созвездия Кассиопеи по объему почти вдвое меньше земного шара.

Примером большого разрежения звездного вещества может служить альфа Ориона — красноватая звезда, которой арабские астрономы дали звучное имя — Бетельгейзе, что значит — «Дом близнецов».

Бетельгейзе очень большая звезда — по массе она только в 15 раз массивнее Солнца, но зато по объему больше его в 97 миллионов раз. Вещество Бетельгейзе разреженнее тех остатков газа, какие содержатся в баллонах пустотных электрических лампочек. Один кубометр вещества Бетельгейзе весит всего лишь 0,06 грамма.

Взрослый человек, как известно, может поднять и унести груз в 75–80 килограммов. Если бы понадобилось унести 80 килограммов вещества Бетельгейзе, то для этого пришлось бы запастись баллоном-газгольдером длиной в четверть километра и вместимостью в один миллион триста тысяч кубических метров.

Температура на поверхности Бетельгейзе не высока — около 3000°, поэтому звезда посылает красноватые лучи.

Поперечник красного сверхгиганта Антареса в полтора раза больше поперечника Земной орбиты.

Вторая звезда, похожая на Бетельгейзе и видимая на небе северного полушария, находится в созвездии Скорпиона. Она светится, как фонарик автомобильного стоп-сигнала. Яркий, красноватый блеск этой звезды делает ее похожей на планету Марс. Сходство звезды и планеты заметили еще греческие астрономы, которые назвали альфу Скорпиона «Соперником Марса». Так как Марс по-древнегречески назывался Арес, то альфа Скорпиона стала называться Антаресом.

Бетельгейзе — «Дом близнецов», и Антарес — «Соперник Марса», и все звезды, подобные им, принадлежат к группе красных сверхгигантов.

Температура звезд

Температуры звезд тоже довольно разнообразны. Самыми холодными из них считаются инфракрасные звезды. Но, по всей вероятности, в пространстве есть совсем остывшие черные небесные тела.

Температура большинства видимых на небе звезд составляет от 3000° и до 24 000°.

Самые горячие звездочки служат центральными светилами в планетарных туманностях.

Эти своеобразные и немногочисленные туманности имеют вид небольших круглых зеленоватых пятнышек с яркой звездочкой в центре. Лаплас и другие ученые того времени считали планетарные туманности колыбелями будущих солнц и планетных систем. Астрономам казалось, что они видят те самые круглые газовые облачка, из которых, по гипотезе Лапласа, образуются планеты.

Как память о прежнем заблуждении ученых нам осталось название этих туманностей — планетарные, хотя в действительности они ничего общего с планетами не имеют. В планетарных туманностях происходит не рождение солнц из сгустка космического вещества, а рождение туманности очень горячей звездой.

По определению профессора Б, А. Воронцова-Вельяминова, температура центральной звездочки планетарной туманности в созвездии Лисички достигает 85 000°. Ученые предполагают, что в планетарных туманностях есть звезды, раскаленные даже до 100 000°.

Температура нашего Солнца сравнительно умеренна — 6000° Но если бы оно разгорелось до 100 000°, то возросшим давлением солнечных лучей Меркурий был бы вышиблен со своей орбиты и отлетел бы в сторону, как мяч от удара ноги футболиста.

Звездочки, — служащие ядрами планетарных туманностей, настолько раскалены, что они как бы тают, рассеивая свое вещество в пространстве. Вокруг них образуется довольно большое газовое облачко, которое непрерывно увеличивается. Планетарные туманности растут буквально на глазах.

Б. А. Воронцов-Вельяминов определил, что скорость расширения планетарных туманностей составляет в среднем 20 километров в секунду.

Туманность «Краб», образовавшаяся, как предполагают ученые, 4 июля 1054 года.

Размеры планетарных туманностей исчисляются сотнями миллиардов километров, — все они гораздо больше солнечной системы.

И это, пожалуй, единственные небесные светила, возраст которых ученые устанавливают очень точно. Если радиус планетарной туманности равен 200 миллиардам километров, то, очевидно, она возникла, то есть начала расширяться, сравнительно недавно. После ее рождения прошло 10 миллиардов секунд или всего лишь 310 лет. Планетарные туманности — светила молодые.

По массе звезды разнятся друг от друга не очень сильно.

Самые маленькие звезды, какие известны в настоящее время, так называемые красные карлики, только раз в 10 уступают Солнцу по массе. Такова, например, Проксима Кита, то есть «Ближайшая» из созвездия Кита.

Среди невидимых темных спутников звезд есть тела, которые в 50 и даже в 100 раз меньше Солнца, но пока еще не установлено, что они такое — малосветящиеся звезды или может быть крупные планеты.

Наиболее массивные звезды содержат, примерно, по 100 солнечных масс. По предварительным сведениям, чемпионом звезд-тяжеловесов считается двойная звезда, обозначенная в каталогах как В + 6° 1309 Одна звезда из этой пары в 115 раз массивнее Солнца, а другая массивнее его в 138 раз.

Таковы различия звезд по светимостям, размерам, температуре и по массам.

Семь основных классов

Астрономы пересмотрели спектры более, чем двухсот тысяч звезд, учли все их особенности, в первую очередь температуру и состояние вещества на звездах. Эта работа позволила подразделить звезды на классы. Каждый класс звезд обозначили прописной латинской буквой — А, В, С и так далее.

Но сведения о звездах постепенно накапливались и уточнялись. Некоторые классы оказались искусственно придуманными и потому излишними. Их пришлось выкинуть из классификации.

Потом выяснилось, что звезды класса В горячей звезд класса А. Их поменяли местами. Затем нашлись очень горячие звезды, которые были не учтены в начале работы. Для них создали новый класс, которому присвоили очередную свободную букву О, но этот класс поставили впереди всех.

В результате всех переделок звезды оказались разделенными на 7 основных классов, следующих друг за другом в таком порядке: О, В, A, F, G, К, М.

Звезды, причисленные к одному классу, неодинаковы. Поэтому каждый класс разделен еще на 10 групп, обозначаемых цифрами. Например, красные сверхгиганты Бетельгейзе, Антарес и Дивная из созвездия Кита принадлежат к классу М, то есть к классу красных и не очень горячих звезд. Но температура этих трех сверхгигантов различна. Самый горячий из них Антарес — 3100°. Его группа М 1. Бетельгейзе чуть холоднее Антареса — 3000°. Ее группа М 2. Самая холодная из них Дивная. Ее температура равна 1900°, поэтому Дивная причислена к группе М 7.

Чтобы отмечать различные особенности звезд одного класса, ввели дополнительные обозначения маленькими латинскими буквами. Например, Бетельгейзе и Проксима Кита причислены к одному классу — М, потому что они обе красные и сравнительно холодные звезды, но Бетельгейзе — сверхгигант, а Проксима Кита — красный карлик.

Сверхгигантов решено помечать буквой «с», гигантов «g», а карликов «d». Бетельгейзе поэтому обозначается как сМ2, а Проксима Кита — dM6.

Класс неустойчивых звезд

В классе О состоят самые горячие звезды. Все они ярко-белые с заметным голубоватым оттенком. Звезд этого класса на небе немного — несколько сотен, но состав их очень разнообразен. В классе О собрались все чемпионы-тяжеловесы — самые большие и массивные звезды, белые сверхгиганты. Наряду с ними есть несколько голубовато-белых карликов.

К этому же классу принадлежат центральные звездочки планетарных туманностей.

Очень близки к классу «О» звезды, получившие особое обозначение: WR.

Эти звезды резко отличаются от обычных звезд, видимых на небе. Это какие-то космические вулканы, звезды, на которых непрерывно бушует огненный ураган. С их поверхности взлетают гигантские фонтаны раскаленных газов, поверхность такой звезды — сплошной вихрь огня. Сила неукротимого извержения такова, что вещество, выброшенное звездой, навсегда ее покидает и рассеивается в пространстве. Звезды WR сами себя разрушают.

Ленинградский астрофизик Н. А. Козырев определил, что звезды WR теряют за год примерно одну стотысячную долю своей массы. Совершенно очевидно, что в таком состоянии звезда долго находиться не может. Ведь через 100 тысяч лет звезда рассеется без остатка.

Полная потеря массы вряд ли возможна. Вероятнее всего, что звезда, сбросив с себя обременяющую ее часть вещества, через несколько тысячелетий успокоится, ее температура упадет, и звезда станет самой обычной.

Пока ни одна из известных ученым звезд WR не подает признаков успокоения. И нельзя сказать достоверно, чем WR были до начала буйного истечения газа и чем они станут, когда извержение утихнет.

Согласно исследованиям пулковского астронома В. А. Крата, разработавшего теорию истечения газа из этих звезд, можно предполагать, что вначале эти звезды были обычными горячими звездами, белыми сверхгигантами классов О и В. В результате истечения, потеряв почти 90 % своей массы, они превратятся в звезды типа Солнца.

Кроме звезд WR, есть еще несколько десятков звезд, которые тоже сбрасывают свои покровы. Но это происходит на них не непрерывно, а короткими и резкими вспышками. Такие звезды неожиданно и очень быстро разгораются. Атмосфера вспыхнувшей звезды расширяется, как мыльный пузырь, когда его надувают через соломинку. Газовая оболочка подымается над поверхностью звезды и затем разлетается в пространстве, а звезда на время успокаивается.

Астрономы прошлых столетий, замечавшие вспышки этих звезд, думали, что они наблюдают появление только что разгоревшихся новорожденных звезд, и поэтому называли их новыми. Название безусловно неудачное. Если бы загорелась действительно новая звезда, то она должна была бы светить как все звезды, а не угасать.

Впоследствии ученые убедились, что на месте вспыхнувшей звезды всегда имелась какая-либо слабенькая звездочка. И именно эта звездочка неожиданно стала большой и яркой.

Некоторые ученые попробовали изменить неудачное название вспыхнувших звезд, но не нашлось подходящего слова, и прежнее название — «новые» осталось.

«Новые» звезды, как предполагает Б. А. Воронцов-Вельяминов, повидимому, являются близкими родственниками звезд WR.

Кроме этих диковинных «испаряющихся» и «взрывающихся» звезд, некоторые белые сверхгиганты класса «О» тоже выбрасывают в пространство потоки раскаленных газов, но проделывают это не так буйно, как звезды WR и «новые».

Таким образом, белые сверхгиганты, все звезды WR, ядра планетарных туманностей и «новые» звезды являются поставщиками газов и пылевой материи, из которой затем образуются туманности.

Звезды обычных типов

Звезды класса «В» холоднее звезд класса «О», их температуры заключены в пределах от 24 000° до 12 000°.

У некоторых звезд этого класса тоже заметны признаки потоков газов, покидающих звезду. Но извержения в недрах ярко-белых звезд протекают не столь бурно, как у голубых.

Большинство звезд класса В — спокойные белые гиганты; таковы, например, Ригель из созвездия Ориона, Спика-Колос из Девы. Ближайшая к нам звезда класса В — Регул из созвездия Льва, до нее 80 световых лет.

Кроме белых гигантов, в этом же классе состоят несколько белых карликов.

Звезды следующего класса А еще холоднее. Их температура равна 12 000—8000°. К звездам класса А принадлежат многие яркие звезды нашего неба — Сириус-Блестящий из созвездия Большого Пса, Вега-Коршун из Лиры, Альтаир из Орла, Денеб из Лебедя. Все это довольно обычные звезды — среди них есть и гиганты и солнцеподобные звезды.

К классу F причислены золотисто-белые звезды, такие как Процион из созвездия Малого Пса, Канопус из Киля и другие. Их температура равна в среднем 8000°.

Пятый звездный класс называют солнечным, так как к нему принадлежит Солнце. В этом классе состоят желтые звезды с умеренной температурой в 6000°. К классу G принадлежит наш ближайший сосед и двойник нашего Солнца Толимак из созвездия Центавра и Капелла-Коза из Возничего.

В классе К состоят оранжевые звезды. Их температура еще ниже, чем у звезд солнечного класса — 4500°.

Представителями оранжевых звезд являются Альдебаран-Сверкающий из созвездия Тельца и Арктур-Страж Медведицы из Волопаса.

Класс М необычайно многочислен. В него входят все красные сверхгиганты и гиганты — Бетельгейзе, Антарес, Дивная и бесчисленное множество красных карликов.

Температура звезд класса М самое большее равна 3200°.

Инфракрасные звезды остались за пределами классификации. Когда звезды подразделяли на классы, о существовании темных, но теплых звезд не знали и места им, разумеется, не оставили. Это упущение будет исправлено, но надо сперва побольше собрать сведений об этих звездах?

Первые наметки биографии

Какие же звезды молоды?

На этот вопрос ученые отвечали по-разному. Одни говорили: моложе всех голубовато-белые звезды. Они велики, горячи, полны светоносной энергии и с юношеской щедростью изливают ее в пространство, но пройдут миллионы лет, — голубоватые звезды постепенно израсходуют большую часть своей массы, остынут, успокоятся и начнут экономнее расходовать запасы энергии. Они станут обычными белыми звездами, а затем пожелтеют, как листва осенью.

Вместе со старостью придет и скупость. Звезды сбавят свою светимость и, превратившись в маленьких красных карликов, перейдут в класс М. Там их ждет медленное угасание.

Другие ученые возражали, — красные звезды нельзя считать стариками. Наоборот, звезды из класса М — молодежь. Они только что возникли, еще не успели разгореться и достичь полного блеска. С течением времени красные звезды уплотнятся, их температура повысится, они станут оранжевыми, затем желтыми звездами. Постепенно уплотняясь и разогреваясь, они перейдут в класс голубоватых звезд, достигнут наивысшей степени нагрева, и их вещество начнет рассеиваться в пространстве.

Голубые звезды — это старики. Их яркий блеск — это блеск умирающей звезды.

Мнения обеих сторон казались вполне резонными. В самом деле, и красные звезды могут разгораться, и белые могут остывать. Возникла еще одна гипотеза, объединившая оба мнения.

Звезды образуются в виде огромных и сравнительно холодных шаров — красных сверхгигантов. Постепенно уплотняясь и разогреваясь, красные сверхгиганты становятся оранжевыми звездами, затем — желтыми и так, переходя со ступеньки на ступеньку, звезды, словно по лесенке, забираются в класс самых горячих голубых звезд.

Температура молодой звезды повышается сверх допустимого предела. В недрах звезды начинаются бурные извержения. Атмосфера звезды расширяется и постепенно рассеивается в пространстве.

Звезда быстро расходует запасы своего вещества, она сжигает сама себя и тем заканчивается ее юность.

Постепенно остывая и успокаиваясь, звезда переходит в класс белых, а затем и желтых звезд. Она снова совершает путешествие по ступенькам, но теперь уже не вверх по лестнице, а вниз, — проходит стадии желтых, оранжевых и красных звезд и заканчивает жизненный путь тусклым красным карликом.

Эта гипотеза возникла еще в первом десятилетии нашего века, а в 1913 году для ее подтверждения была составлена чрезвычайно интересная диаграмма.

Вот уже сорок лет как эта диаграмма служит настольным пособием для всех астрономов, изучающих звезды. Ее несколько раз перечерчивали разными способами, исправляли, дополняли, изучали и с ее помощью находили важные закономерности в звездном мире.

Для составления этой диаграммы лист бумаги расчертили по числу спектральных классов на 7 вертикальных столбцов или лесенок. Самая крайняя слева лесенка была предназначена для горячих голубых звезд класса «О», следующая за ней — для голубовато-белых звезд, третья слева — для белых звезд, четвертая — для золотисто-белых, пятая — для желтых, шестая — для оранжевых, а самая крайняя справа — для красных звезд класса М.

Каждый вертикальный столбец разграфили на 30 клеточек или ступенек для звезд различной яркости.

Затем взяли список звезд, в котором указаны их спектральные классы и светимости, и начали рассаживать звезды по лесенкам и ступенькам. Каждую звезду обозначали просто точкой. Все точки были одинаковой черноты, но ставили их в соответствии со спектральным классом звезды и ее светимостью.

Наиболее тусклые красные звезды заняли самую нижнюю ступеньку лесенки М. Звезды восемнадцатой величины поместили на вторую ступеньку. Звезды семнадцатой величины — на третью, шестнадцатой — на четвертую и так далее. Чем ярче звезда, тем выше она получала место. На самом верху диаграммы находится чемпион светимости — двойная звезда S Золотой Рыбки.

Диаграмма, показывающая зависимость между массой звезды, спектральным классом и светимостью.

На диаграмме, которая помещена в книге, расставлено только 96 точек, означающих 22 самых ярких звезды нашего неба с их спутниками, 44 ближайших к Солнцу карлика, 9 цефеид и еще несколько других звезд.

Можно было бы разметить на диаграмме и тысячу точек, означающих тысячу звезд, но и выбранного количества вполне достаточно, чтобы показать порядок, какой соблюдают звезды на этой диаграмме.

Звезды распределились на ней не как попало, а составили свои компании или землячества. Ригель, Денеб, Канопус собрались в одном углу диаграммы, а Бетельгейзе, Антарес, Дивная — в другом. Это и понятно, одни из них — белые сверхгиганты, а другие— красные сверхгиганты.

Цефеиды столпились вокруг Полярной звезды и дельты Цефея. Стайка белых карликов обособилась внизу диаграммы, а все остальные звезды разошлись по диагонали, словно путники по узкой лесной тропинке.

Ученым казалось, что эта диаграмма раскрывает им биографию звезд. Правый верхний угол диаграммы это «детская комната» звезд, — там возникают самые молодые звезды — красные сверхгиганты. Уплотняясь и разгораясь, они постепенно переходят в левый верхний угол. Там наступает их зрелость и вдоль «лесной тропинки», лежащей по диагонали диаграммы, они спускаются в правый нижний угол. Тут где-то, за рамкой диаграммы, должно находиться «кладбище» звезд.

Эта гипотеза была первой серьезной попыткой разобраться в дебрях звездного леса и найти среди звезд молодую поросль и достигших преклонного возраста стариков.

Диаграмма и гипотеза вызвали живейший интерес среди ученых.

Особенно ценна оказалась диаграмма. Она доказала, что размещение звезд на ней неслучайно, что существует зависимость между массой звезды и ее температурой, спектральным классом и светимостью.

Каждая звезда, у которой установлены принадлежность к тому или иному классу и ее светимость, может быть помещена в виде точки на диаграмму, и тотчас опытный глаз астронома определит ее массу, диаметр и плотность.

Эта замечательная диаграмма служит как бы коллективным паспортом звезд. Она принесла науке неоценимую пользу.

Зато гипотеза, связанная с этой диаграммой, встретила суровую критику и вскоре была оставлена. Ученые согласиться с ней не могли.

В самом деле, белые сверхгиганты — это самые массивные звезды нашей Галактики. Красные сверхгиганты в среднем почти вдвое уступают по массе белым.

При своем развитии звезда теряет массу на излучение, а отнюдь не приобретает ее. Каким же образом красные сверхгиганты могут «вырастать» в белых сверхгигантов?

Затем установлено совершенно точно, что встреча двух звезд — событие весьма маловероятное, а объединение двух звезд в двойную звезду — явление и подавно совершенно немыслимое. Двойные звезды несомненно однолетки-близнецы. Они образовались одновременно.

Как же в таком случае могли возникнуть такие удивительные пары, как Дивная Кита и ее спутник?

Дивная — сверхгигант темно-красного цвета, чудовище с поперечником в 550 миллионов километров и холодная, как угли догорающего костра, а ее спутник — звезда-лилипут по диаметру раз в шесть меньше Солнца, но раскаленная до 14 000° — типичный белый карлик. И несомненно они родились вместе и одновременно — это звезды-сестры.

Другая пара: Антарес — красный сверхгигант, а его спутник — тоже сравнительно небольшая белая звезда; или — дзета Возничего — оранжевый сверхгигант, а его спутник — белая звезда.

Звезды, составляющие двойную систему, образовались одновременно, но они были неодинаковы по массе и потому по-разному проходили свой жизненный путь.

Таким образом и эта буржуазная гипотеза оказалась несостоятельной.

Советский астроном Б. В. Кукаркин шутливым примером подвел итог спорам о возрасте гигантов и карликов. Представьте себе, что человек, никогда не видавший собак, пришел на выставку собаководства. По незнанию он безусловно мог подумать, что из такс вырастают доги.

А именно так и думали сторонники этой гипотезы.

Звезды неодинаковы, и их судьбы тоже различны. Звезды могут образовываться в разных условиях, и от этого зависит течение их «жизни».

Гипотезы о едином пути развития звезд, так же как и гипотезы об одновременном зарождении всех звезд, были последними гипотезами, созданными буржуазной наукой. Кризис науки в Западной Европе и Америке, реакционные стремления буржуазных ученых привели к застою и упадку знаний.

Дальнейшие судьбы науки целиком перешли в руки советских ученых.

Путешествие в область загадок

Вторую звезду в ручке ковша Большой Медведицы арабские астрономы назвали Мицаром, а слабенькую звездочку, сидящую на Мицаре словно всадник, — Алькором. Мицар и Алькор — первая двойная звезда, замеченная людьми.

Впоследствии, когда для разведки звездных миров применили сложные и точные инструменты, ученые убедились, что Мицар только кажется одиночкой, на самом деле это двойная звезда и надо различать Мицара А и Мицара Б.

Оба Мицара обращаются друг возле друга, но промежуток между ними так мал, что издали они выглядят как одна звезда.

Таким образом, Мицары с Алькором-Всадником составляют тройную систему. Из них две звезды расположены рядом, а третья — поодаль.

Ученые нашли на небе много тройных звезд и заметили в их расположении нечто странное.

Вот, например, наш сосед Толимак или альфа Центавра. У него, так же как и у Мицара, есть маленький и далекий спутник — Проксима или Ближайшая. Но Толимак — тоже тесная двойная звезда. Таким образом, альфа Центавра является тройной системой, в которой Толимак А и Толимак Б находятся друг возле друга, а Проксима в стороне.

Типичная тройная звезда.

И сколько бы тройных звезд ни находили астрономы, они неизменно убеждались, что почти все они построены как бы по одному шаблону — две звезды вместе, а третья поодаль.

Почему это так? Казалось бы, три звезды могут располагаться по углам любого треугольника. Но нет — тройные звезды обязательно составляют остроугольный треугольник, у которого один катет не менее, чем в 5 раз, больше другого катета.

Случайностью это явление объяснить нельзя. Тут явно кроется какая-то закономерность.

Заинтересованные особенностью тройных звезд астрономы стали изучать четверные звезды, и выяснилось, — они тоже подчинены определенным правилам.

Две звезды посажены вместе, третья — поодаль, а четвертая — еще дальше.

Но, наряду с этим порядком, встречается и другая комбинация звезд. Примером может служить эпсилон Лиры — звездочка, блистающая недалеко от Веги.

В трубу, увеличивающую в 170 раз, эпсилон Лиры выглядит обыкновенной двойной звездой. Более мощные инструменты показывают, что каждая звездочка этой пары тоже двойная. Эпсилон Лиры — четверная система, состоящая из двух тесных пар, разделенных сравнительно большим промежутком.

Типичная четверная звезда.

Встречается также третье сочетание — четыре звезды располагаются по углам четырехугольника, похожего на трапецию. Именно такая трапеция блистает в центре туманности Ориона. Она уже давно привлекает внимание астрономов, и они дали этой четверке звезд собственное имя: Трапеция.

Трапеция Ориона не единственная на небе. Кроме нее ученые нашли еще около сорока других звездных четырехугольников. Думать, что все эти трапеции возникли случайно — не приходится. Вероятнее предположить, что существование подобных звездных систем нельзя объяснить случайностью — их слишком много.

Трапеция Ориона.

Среди пятерных звезд тоже заметен определенный порядок, напоминающий расположение тройных и четверных звезд.

Часто встречаются пятерные системы, у которых две тесные звездные пары находятся на некотором отдалении друг от друга, а возле одной из пар, чуть в сторонке, виднеется пятая звездочка.

Типичная пятерная звезда.

И шестерные, и семерные, и десятерные звезды тоже подчиняются общему порядку.

И именно это является замечательной особенностью кратных звезд: все они, кроме трапеций, соблюдают один порядок. Если от пятерной звезды отнять пятую звездочку, — получится система, похожая на эпсилон Лиры; если отнять тесную пару звезд, — останется система, подобная Мицарам с Алькором. Как слова составляются из слогов, так и все кратные системы слагаются из двойных и тройных звезд.

От исследования кратных звезд ученые перешли к более сложным звездным объединениям — к звездным стаям, которые обычно называют движущимися или рассеянными скоплениями.

На нашем небе самое яркое скопление — стайка звезд, образующих серебряный ковш Большой Медведицы. Две звезды — крайняя в ковше и последняя в ручке — чужаки, они не принадлежат к этому скоплению и с течением времени уйдут в сторону.

Пять средних звезд Большой Медведицы и еще несколько звездочек, расположенных поблизости, составляют как бы одно семейство. Все они примерно одинаково удалены от Солнца и летят в пространстве все вместе, дружно, как стая перелетных птиц. У этих звезд почти одинаковые скорости и общее направление движения — они приближаются к нам.

Некоторые ученые считают, что к стае Большой Медведицы принадлежит еще около 25 звезд, рассыпанных по другим созвездиям, но это предположение еще не доказано.

Другая столь же хорошо знакомая нам стайка звезд сверкает в созвездии Тельца, она расположилась на спине этого небесного животного и известна под разными названиями: Плеяды, Утиное гнездышко, Стожары, Семь сестер и т. п. Утиным гнездышком Плеяды прозваны за то, что держатся, как утиный выводок, тесной кучкой. Человек с обычным зрением видит в Плеядах 6–7 звезд, с хорошим — до 11, а всего в этой стае насчитывается около 80 звезд.

Недалеко от Плеяд, возле яркого Альдебарана, который служит глазом Тельцу, расположились Гиады. В этой стае насчитывается до 140 звезд.

Движение звезд, составляющих звездную стаю Гиад.

В созвездии Рака есть стайка, названная Яслями. Очень красивая и яркая стая звезд образует созвездие Ориона. Ученые насчитывают на небе до 500 звездных стай или скоплений.

В скоплении Большой Медведицы есть и двойные и тройные звезды. В Орионе блистает его знаменитая Трапеция.

Совсем недавно В. А. Амбарцумян в некоторых стаях обнаружил новую очень своеобразную группировку звезд, названную им цепочкой. Несколько звезд, расположенных примерно на равных расстояниях друг от друга, образуют прямой или слегка изогнутый ряд или цепочку.

Движущееся звездное скопление, наблюдаемое в созвездии Близнецов. В голове этой стаи находится несколько крупных и ярких звезд.

Особенности размещения звезд в скоплениях из-за их тесноты заметить все же довольно трудно, и не это заинтересовало ученых.

Загадочным является само существование звездных стай.

Как они могли образоваться?

Почему они обладают примерно равными скоростями и мчатся в одном направлении?

Может быть одиночные звезды, странствуя по круговым дорогам Галактики, как пешеходы по шоссе, собираются компанией, чтобы вместе коротать долгий путь?

Повидимому, это не так.

Встреча даже двух звезд — событие невероятное, а объединение нескольких десятков отдельных и независимых звезд — дело и подавно невозможное. Даже более того, звезды не только не могут объединяться в стаи, но и существующие стаи должны распадаться.

Все движущиеся скопления находятся внутри предела Роша нашей Галактики. Они подвержены действию приливных сил. В каждой стае звезды, более далекие от центра Галактики, вынуждены отставать, более близкие — забегать вперед. Притяжение к центру Галактики неминуемо должно растаскивать звезды вдоль по орбите скопления.

Правда, взаимное тяготение звезд скрепляет стаю, оно удерживает звезды друг возле друга. Между тяготением и приливными силами происходит борьба. Очень тесную группу небесных тел приливные силы расторгнуть, не в состоянии. Например, их действие совершенно незаметно на нашей планетной системе. Планетная система слишком мала — она имеет всего лишь 12 миллиардов километров в поперечнике. На такие маленькие системы, да еще скрепленные могучим тяготением центрального светила, приливные силы Галактики действовать не могут. Тяготение Солнца велико, а приливные силы Галактики, по сравнению с тяготением Солнца, настолько ничтожны, что их действие даже учесть нельзя.

Звездные стаи распадаются

Иное дело — звездные стаи. Их поперечники измеряются тысячами и десятками тысяч миллиардов километров. На таких протяженных системах приливное действие сказывается сильнее. Приливные силы действуют медленно но неумолимо. Распад стай неизбежен. Разница будет только в сроках. Протяженные и разреженные стаи рассеиваются быстрей, маленькие и более плотные — медленней.

В. А. Амбарцумян, исследовавший движение звезд в рассеянных скоплениях, доказал, что между звездами скоплений происходит перераспределение скоростей, то есть притяжение звезд друг к другу ускоряет движение одних звезд и замедляет движение других.

В первую очередь это сказывается на звездах малой массы. С ними происходит примерно то же самое, что и с кометами в солнечной системе. Тяготение более массивных планет заставляет кометы изменять свои орбиты и даже вышвыривает за пределы досягаемости солнечного тяготения.

В звездных стаях притяжение гигантов изменяет орбиты карликов и разгоняет их. Великаны как бы вытесняют всех, уступающих им по массе. Слабейшие уходят друг за другом. Стая редеет и постепенно рассеивается. Словом, судьба звездных стай предрешена, звезды стаи должны разойтись, а стая — исчезнуть.

Но, словно наперекор всем законам, всем вычислениям астрономов, на небе сверкают Плеяды, Гиады, Ясли. Несмотря на свою недолговечность, звездные скопления существуют. Они почему-то до сих пор не рассеялись. Как это объяснить, — ученые не знали.

Загадка оставалась нерешенной до 1947 года.

В. А. Амбарцумян в течение нескольких лет изучал размещение на небе звезд различных типов. Уже многие ученые начинали подобную работу. Все они замечали, что звезды распределены на небе неравномерно. Например, яркие белые звезды явно предпочитают одни участки неба и словно избегают других. Ученым казалось эго делом случая. Никакого объяснения группировкам звезд найти не могли и, не доведя свои исследования до конца, оставляли их.

В. А. Амбарцумян начал исследования с наиболее редкостных «диковинных» звезд: типа WR, класса О, белых гигантов, похожих по своему спектру на S Золотой Рыбки, и с маленьких «беспокойных» красных карликов. Эти красные карлики отличаются необычайной изменчивостью блеска. Они не придерживаются никаких сроков и правил: то внезапно разгораются, то также неожиданно угасают, проявляя все признаки бурных и беспорядочных извержений в их недрах. Их блеск напоминает свет большого костра, в который навалили очень много дров, — то взметнется язык яркого пламени и все осветит вокруг, то он также неожиданно исчезнет в клубах густого дыма.

Эти «беспокойные» карлики еще не изучены, и что на них происходит — не выяснено.

В Бюраканской обсерватории, где работает В. А. Амбарцумян, на карты неба нанесли порознь все известные ученым «диковинные» звезды: на одну — все звезды WR, на другую — «беспокойных» карликов и т. д.

Можно было ожидать, что в областях, более удаленных от центра Галактики, «диковинных» звезд окажется меньше, а возле созвездия Стрельца, где расположен центр Галактики, этих звезд будет больше.

Примерно так и получилось, но не совсем.

Редкостные звезды показали явное стремление собираться на отдельных участках неба. Они подобно грибам в лесу гнездятся кучками, группами, семьями.

Почему грибы растут гнездами — понятно, они дети одной матери. Грибы одного гнезда возникают от широко разветвленной йод землей грибницы. И такое грибное семейство может охватывать десятки квадратных метров.

Но почему звезды на небе размещаются гнездами — было непонятно.

Амбарцумян назвал найденные им группы звезд — звездными ассоциациями, то есть содружествами. Название это, как мы увидим, не вполне точное.

Распределение на небосводе ярких белых звезд класса В.

Астрономы Бюраканской обсерватории заинтересовались — а как размещены на небе звезды обычных типов? Оказывается, эти звезды распределены более или менее равномерно, они не скучиваются. Амбарцумян обратил внимание на то, что гнездятся только звезды, которые никак нельзя причислить к «старикам». И бурные звезды WR и белые гиганты с их огромными массами и светимостями — почти несомненная молодежь.

И вот эта-то звездная молодежь образует ассоциации!

Амбарцумян ухватил кончик путеводной нити, потянул за него, и перед ним начала разворачиваться цепь замечательных открытий.

Ассоциации молодых звезд очень обширны. Они гораздо больше звездных скоплений и занимают огромные пространства.

Следовательно, приливные силы Галактики должны влиять на них энергичнее, чем на звездные скопления. Разница в скоростях между членами ассоциации еще больше, чем между звездами движущихся скоплений. Ассоциации должны распадаться быстрей скоплений!

Однако, несмотря на разрушающее влияние тяготения Галактики, звездные содружества существуют, а это может означать только одно: звездные содружества — молодые образования. Они возникли совсем недавно и видны только потому, что они еще не успели рассеяться, а звезды в ассоциациях не успели состариться.

Звездные содружества состоят из молодых звезд, значит эти ассоциации не что иное, как землячества, образованные звездами-односельчанами и сверстниками.

Содружества молодых звезд

Амбарцумян подсчитал, сколько, примерно, времени может просуществовать звездное содружество. Его подсчет показал, — они очень недолговечны. И, действительно, на небе мы видим содружества на разных ступенях распада. Есть среди них совсем рассыпавшиеся — старые стаи, есть и менее рассеянные — пожилые, и тесные — молодые, которым самое большее— несколько миллионов лет от роду. Эти ассоциации гораздо моложе нашей планеты. И звезды, входящие в состав молодых ассоциаций, тоже моложе нашей планеты.

А это означает, что звездные землячества возникают и в наши дни. Даже сегодня, сейчас, где-то в далеких от Солнца областях Галактики зарождаются новые звездные ассоциации.

И они возникают не путем объединения одиночных разрозненных звезд. Объединение одиночных звезд невозможно.

Звезды рождаются не поодиночке, они появляются сразу многочисленными выводками-стаями, насчитывающими может быть сотни и тысячи звезд.

Несколько миллионов лет выводок молодых звезд держится вместе. Затем стая начинает постепенна разбредаться. Из нее уходят звезды малой массы, уходят звезды, оказавшиеся на краю стаи. От многочисленного выводка остается только ее центральная, наиболее тесная группа звезд.

Мы видим на небе такие группы и называем их движущимися или рассеянными скоплениями.

И, действительно, вокруг некоторых давным-давно известных звездных стаек удалось обнаружить рассеянную группу молодых звезд ассоциации. Возле других, повидимому, более старых скоплений, ассоциаций нет, они уже успели разбрестись в стороны.

Один из сотрудников В. А. Амбарцумяна — Б. Е. Маркарян подметил чрезвычайно любопытную особенность тех звездных скоплений, которые служат ядрами ассоциаций. В них обязательно присутствуют либо четверные звезды — трапеции, либо цепочки.

Если в скоплении есть трапеция или цепочка, значит надо искать вокруг этого скопления ассоциацию. Нет трапеции или цепочки, — нет и ассоциации. И, наоборот, если обнаружено новое звездное содружество, в его центре обязательно должно оказаться либо скопление с трапецией или цепочкой, либо только трапеция или цепочка.

Трапеции и цепочки тоже служат ядрами звездных ассоциаций.

Иногда в ассоциации вместо центральной группы звезд сверкает только одна, особенно большая и массивная белая звезда — сверхгигант класса О.

Это наблюдение привело Б. Е. Маркаряна к мысли, что трапеции и цепочки — молодые и неустойчивые образования. Они так же недолговечны, как и ассоциации.

Когда ассоциация рассеивается, вместе с ней распадаются трапеции и расходятся в разные стороны звезды цепочки. Поэтому-то нигде на небе не видно ни самостоятельных трапеций, ни обособленных цепочек — все они заключены в звездные стаи.

Замечательным примером звездной ассоциации служит группа звезд Ориона. Это самая близкая к нам ассоциация, и видна она поэтому хорошо.

По всем признакам содружество звезд Ориона существует давно, это пожилая ассоциация, ее звезды успели состариться, а сама ассоциация почти рассеялась. В ней осталось только 20 наиболее массивных звезд.

В центре группы Ориона сверкает ее знаменитая Трапеция, а повыше Трапеции видны три звезды цепочки. Эти звезды обычно называют «Поясом Ориона» или «Тремя сестрами».

Ближайшая к Солнцу звездная ассоциация — созвездие Ориона.

Остатки распавшихся ассоциаций

Когда ассоциация распадается, то звездное скопление, служившее ее ядром, продолжает движение по галактической орбите. Если скопление плотное и звезды близки друг к другу, то оно может путешествовать в Галактике несколько миллиардов лет, не подвергаясь существенным изменениям.

Этим и объясняется то, что мы видим на небе только около 40 звездных ассоциаций и свыше 500 скоплений. Звездные скопления устойчивее и долговечнее ассоциаций.

Тесные кучки Плеяд, Гиад и Яслей способны противостоять разрушающему влиянию приливных сил. Но в конце концов распадутся и они. Дочери титана Атланта и его жены Плейоны — звездочки Астеропа I, Астеропа II, Майя, Тайгета, Целена, Электра, Меропа и Алциона разойдутся по Галактике и будут странствовать в одиночку.

Вероятно, стайка звезд Большой Медведицы раньше была и тесней и многочисленней. Сейчас в ней осталось 11 звезд, и те уже разошлись в стороны. Стайка Большой Медведицы долго не проживет.

Ленинградские астрономы К. Ф. Огородников и Ю. В. Филиппов установили, что звезды Большой Медведицы летят не строго параллельно, их пути в пространстве немного искривлены, звезды постепенно расходятся в стороны.

Через несколько миллионов лет эта стая совсем разбредется, и наши далекие потомки будут находить бывших членов стаи Большой Медведицы только с помощью звездных карт и каталогов.

Когда ассоциация или звездные скопления распадаются, их члены уходят не только поодиночке. Некоторые звезды пускаются в самостоятельное путешествие парами— получаются двойные звезды. Иногда ассоциацию покидают группы звезд, и они дают начало кратным системам.

При этом все неустойчивые образования, вроде трапеций или цепочек или случайные сочетания звезд, немедленно распадаются на одиночные звезды. Выживают и сохраняются только устойчивые группы, способные противостоять разрушающему влиянию галактического вращения.

Так как каждая многократная система состоит из двойных и тройных звезд, то когда она распадается, — образуются двойные и тройные системы.

Этим объясняется сходство строения всех кратных звезд. Они являются звеньями одной цепи — результатом распада многочисленных и сложных звездных ассоциаций и скоплений.

Это сходство доказывает, что звезды действительно зарождаются в Галактике не поодиночке, а выводками, стаями.

Если бы звезды возникали поодиночке, то мы не видели бы на небе ни двойных, ни кратных звезд, а только одиночные.

Замечательное открытие В. А. Амбарцумяна было встречено некоторыми астрономами с недоверием. Они говорили, — звездные ассоциации необычайно рассеяны, их члены раскиданы на больших участках неба. Может быть нам только кажется, что звезды скучиваются, образуя «гнезда». На самом деле это случайное совпадение. И нет никаких оснований утверждать, что звездные ассоциации существуют. Нужны более убедительные доказательства для новой теории.

Доказательства необходимы, и В. А. Амбарцумян совместно с сотрудниками Бюраканской обсерватории их нашел.

Решающее доказательство

Звездные ассоциации состоят в основном из голубых и белых сверхгигантов, которые светят в тысячи раз ярче Солнца. Такие звезды видны на очень большом расстоянии.

Если звездные ассоциации действительно существуют в нашей Галактике, то они должны быть и у соседей. Там мы сможем их увидеть, голубые сверхгиганты для этого достаточно ярки. Обычные звезды, такие как Солнце, будут казаться издали мельчайшей серебристой пылью. Слабый свет красных карликов почти целиком потеряется по пути. Зато голубые звезды вырисуются особо отчетливо.

Стеклянные глаза телескопов Бюраканской обсерватории уставились на галактики Андромеды, Гончих Псов, Треугольника. Астрономы достали из библиотеки самые лучшие снимки ближайших галактик и стали их изучать.

Возле нашего Млечного Пути, сравнительно недалеко от его края, расположены две небольшие галактики. Они видны на небе южного полушария и выглядят кусками серебристой пыли, оторвавшимися от Млечного Пути. Эти галактики называются Большим и Малым Магеллановыми облаками.

В Большом Магеллановом облаке удалось заметить нечто такое, чего в нашей Галактике наблюдать не приходится. Там среди звезд мерцает зеленоватая туманность. Несмотря на то, что до Большого Магелланова облака 75 000 световых лет, эта туманность видна с Земли даже в полевой бинокль. Она похожа на нашу туманность Ориона — такие же неправильные очертания, такое же зеленоватое сияние, свойственное светящимся газам, но размеры не те, туманность Ориона — пигмей по сравнению с той.

Если бы мы могли поменяться с Магеллановым облаком туманностями, наше небо украсилось бы замечательным светилом. Огромное, яркое, зеленоватое облако заняло бы все созвездия Ориона. Его сияние спорило бы со светом полной Луны, и предметы на Земле в его лучах отбрасывали бы тени. Это сверхгигантская туманность.

Чтобы сфотографировать туманность соседней галактики, на телескоп надели красные очки, то есть красные светофильтры. Они должны были погасить зеленоватое сияние туманности и показать, что находится внутри ее. Красный светофильтр, поглощая зеленоватые лучи светящихся газов, сравнительно свободно пропускает свет звезд.

На фотографии, снятой этим способом, отчетливо выявилось грандиознейшее скопление голубых сверхгигантов. Внутри туманности сгрудилось более сотни звезд класса О. И это была типичная звездная ассоциация, такая же просторная и обширная, как и звездные ассоциации нашей Галактики.

Неподалеку от гигантской туманности, в том же Магеллановом облаке, виднеется другая звездная ассоциация. Ее ядром служит довольно плотное звездное скопление. В центре этого скопления вместо обычной трапеции или цепочки сияет сверхгигантская двойная и переменная звезда S Золотой Рыбки. Одна из звезд, составляющих эту пару, в 60 раз больше Солнца по массе, а другая больше его в 55 раз.

Кроме звездных ассоциаций, в Большом Магеллановом облаке есть и обычные звездные скопления, есть и кратные звезды.

Точно также звездные ассоциации были найдены и в Малом Магеллановом облаке, и в галактике Андромеды, и во многих других галактиках.

Значит, звездные ассоциации не обман зрения, они действительно существуют.

Гипотеза буржуазных ученых об одновременном зарождении всех звезд Галактики потерпела окончательный крах.

Советские ученые вооружены подлинно научным материалистическим мировоззрением, они исследуют природные явления, твердо зная, что в природе нет застоя и неподвижности.

Все в мире находится в состоянии непрерывного движения и изменения, непрерывного обновления и развития. В природе всегда что-то возникает и развивается, что-то разрушается.

Открытие звездных ассоциаций и исследование их судьбы блестяще доказывает это положение.

За свои выдающиеся открытия и исследования звездных систем нового типа — звездных ассоциаций — член-корреспондент Академии наук СССР, президент Академии наук Армянской ССР, директор Бюраканской астрофизической обсерватории Виктор Амазаспович Амбарцумян и старший научный сотрудник Бюраканской обсерватории Беньямин Егишевич Маркарян удостоены Сталинской премии первой степени.

Поиски дозвездного вещества

Юристы говорят: «Тысяча подозрений не стоят одного доказательства». В справедливости этого изречения много раз убеждались не только юристы, но и астрономы.

Уже прошло почти триста лет, как ученые начали искать место зарождения звезд. Каждый астроном или философ, задумавшийся о происхождении звезд, приходил к мысли, что колыбелями звезд служат туманности.

Кант, рисуя картину мира, считал, что Солнце и звезды возникли из одного огромного облака твердых частичек. Лаплас был убежден, что родителями звезд являются планетарные туманности, английский астроном Джинс в своей гипотезе называл матерью звезд некую первобытную туманность.

Предположения подобного рода совершенно неизбежно приходили на ум ученым, и в самом деле, — кроме звезд в Галактике есть только холодные и рас сеянные газово-пылевые облака и крайне разреженная материя межзвездного пространства, практически — пустота.

Из чего же могут образовываться звезды?

Самая новейшая, самая современная буржуазная гипотеза, выдвинутая одним американским ученым, утверждает, что звезды возникают из ничего. Но это разумеется, сущий вздор! Гипотеза происхождения звезд из пустоты не может считаться научной гипотезой, это просто рекорд бессмыслицы.

Следовательно, кандидатами в родители звезд остаются пока только одни туманности.

Астрономы обшарили все небо в поисках тех туманностей, в которых могут зарождаться звезды. Ученые предполагают, что будущие звезды формируются в бессветной мгле черных облаков. Это предположение подтверждается тысячей разных подозрений, но доказательств, увы, пока нет ни одного.

И удивляться этому нельзя.

Один из неутомимых разведчиков Вселенной, московский астроном П. П. Паренаго уже много лет изучает строение нашей Галактики и попутно пытается определить точный адрес Солнца в этом звездном городе.

По мнению многих ученых Галактика, в которой мы находимся, похожа на галактику в Треугольнике или на галактику в Большой Медведице. Она тоже имеет спиральное строение, но ее ветви закручены не так туго, не так плотно, как в галактике Гончих Псов.

Звездные струи нашей Галактики более просторны и со стороны кажутся как бы растрепанными.

На краю такой спиральной Галактики располагается чаше Солнце. И было бы интересно выяснить, где оно — в гуще ли звезд, образующих спиральные ветви, или же между ветвями — в черных промежутках.

Еще в прошлом столетии у астрономов зародилось подозрение, что Солнце и ближайшие к нему звезды Толимак, Сириус, Процион, Альтаир поместились как бы на полянке — в области сравнительно бедной звездным населением.

Исследования советских ученых П. П. Паренаго. Б. В. Кукаркина, К. А. Бархатовой подтвердили, что Солнце расположено не в гуще звезд спиральных ветвей, а в промежутке.

Если представить себе Галактику, как большой звездный город, а сгущение звезд в спиральных ветвях, как кварталы этого города, то Солнце в нашу эпоху переходит широкий и пустынный проспект. Оно одинаково удалено от звездных кварталов, сверкающих по обе стороны этого проспекта.

Наши астрономы имеют все основания сетовать на свое положение. Земля вместе с Солнцем оказалась не только на задворках Галактики — где-то близ околицы звездного города, и не только в самой запыленной и задымленной ее части, то есть возле средней плоскости Галактики, но и вдобавок на пустыре — между спиральными ветвями. Все самые интересные светила удалены от нас.

Мы можем гордиться успехами ученых, которые, находясь в исключительно неблагоприятной позиции, все же сумели узнать многое о Галактике.

Ученым трудно проникнуть в тайну формирования звезд — их родина, повидимому, находится слишком далеко от нас, а современные инструменты и способы исследования еще недостаточно совершенны, чтобы помочь астрономам взглядом и мыслью проникнуть в недоступные области Галактики.

Астрономы пока еще не могут установить и доказать родство звезд и облаков космической пыли или найти то, пока еще неизвестное науке, дозвездное вещество, которое служит материалом для звезд. Остаются только одни догадки.

Солнечная система находится между спиральными ветвями Галактики.

Среди звезд можно подобрать небесные тела самой различной плотности — от тысячи тонн в одном кубическом сантиметре до сотых долей грамма в одном кубическом метре. Плотности вещества звезд составляют непрерывную последовательность — своеобразную лесенку, например:

Арктур — альфа Волопаса 0,0012 т. е. 1,2·10^-3

Бета Лиры 0,0003 — 3·10^-4

Денеб — альфа Лебедя 0,00002 — 2·10^-5

Дзета Возничего 0,000003 — 3·10^-6

Бетельгейзе — альфа Ориона 0,0000002 — 2·10^-7

S Золотой Рыбки 0,00000003 — 3·10^-8

Затем по порядку убывающих плотностей идет величайшая из самосветящихся звезд VV Цефея. Ее плотность еще меньше, чем у S Золотой Рыбки. Один грамм вещества VV Цефея распылен на 125 кубических метров объема.

С открытием инфракрасных несветящихся звезд лесенка плотностей может быть продолжена еще на одну ступеньку. На звезде эпсилон Возничего один грамм вещества распылен на 1600 кубических метров.

Вещество туманностей разрежено гораздо сильней, чем в звездах. Советскими учеными установлено, что видимые на небе темные и светлые туманности в наиболее плотных частях имеют один грамм вещества на его тысяч кубических километров. Именно километров, а не метров! Плотность туманностей более чем в миллиард раз меньше, чем плотность самых разреженных звезд.

Разрыв между ними огромный.

Если звезды образуются из туманностей, то этого разрыва быть не должно. На лесенке плотностей, на пустующих ступенях между звездами и туманностями надо искать неизвестные еще науке небесные тела, которые получили заочно название протозвезд — первоначальных, первобытных звезд.

Глобулы и радиозвезды

Не так давно, в 1947 году, американскому астроному Боку посчастливилось разглядеть нечто похожее на протозвезды.

В созвездии Стрельца есть сравнительно крупная и яркая туманность Трифид или Трилистник. Свое название Трифид получила благодаря узким и темным полосам, которые делят ее на три части и делают похожей на листок клевера.

Сама по себе туманность Трилистник ничего особенного не представляет — обыкновенная светлая туманность. Но в пространстве между нами и Трилистником оказались какие-то темные небесные тела. Они довольно четко вырисовываются на светлом фоне туманности и имеют вид круглых пятнышек.

Новинка вызвала живейший интерес среди ученых Было установлено, что круглые пятнышки являются небольшими темными туманностями шарообразной формы.

Новый вид туманностей получил название глобул, то есть шариков.

Глобулы невелики. Маленькие глобулы имеют в поперечнике около тысячи миллиардов километров, а большие — раз в десять крупнее.

На фоне туманности Трилистник видна группа шарообразных темных туманностей — глобул.

Туманности-шарики гораздо меньше обычных облакоподобных туманностей.

Кроме разницы в размерах, между глобулами и гуманностями есть и более существенные различия. Свет далеких звезд проходит сквозь туманность сравнительно свободно. Он ослабевает только процентов на 10. Туманности прозрачны. Глобулы гораздо плотнее — свет звезд, находящихся позади глобул, тоже пробивается сквозь них. Глобулы тоже прозрачны, но не так, как обычные туманности. В глобулах застревает почти 90 % света. В маленьких же и, видимо, очень плотных глобулах застревает 99 % света. Они почти непрозрачны.

Другое важное отличие глобул — их форма. Они совершенно непохожи на расплывчатые, неопределенные очертания туч космической пыли. Глобулы — шары. И это роднит их со звездами.

Плотность вещества глобул и их шаровая форма невольно заставляют думать, что глобулы могут быть предками звезд. Возможно, что со временем, постепенно уплотняясь и разогреваясь, глобулы станут сначала инфракрасными, а затем и обычными звездами. Вещества в глобулах достаточно много — масса маленькой глобулы примерно такая же, как и у Солнца. Большие глобулы раз в 10–15 массивнее Солнца.

Очень характерно то, что глобулы виднеются стайкой, представляя собой нечто вроде скопления или ассоциации.

После открытия глобул лесенка плотностей звезд и туманностей приняла такой вид:

Туманности академика Шайна

Поразительное открытие сделал директор Крымской астрофизической обсерватории академик Г. А. Шайн. Он фотографировал участок неба возле звезд мю и эта Близнецов. Первый снимок был получен 8 февраля 1950 года, второй на день позднее — 9 февраля 1950 года.

И вот на втором снимке отчетливо выявилось, что маленькая, неправильной формы туманность, светившаяся возле эты Близнецов, в действительности не такая, какой она до сих пор казалась. У нее виднелся только один ее край, освещенный ближайшими к ней звездами. На фотографии вырисовалась ее подлинная шаровая форма.

На этом же снимке возле звездочки эта Близнецов виднеется нечто совсем необычное. К сожалению круги ореола, которые получаются на снимках звезд, мешают как следует рассмотреть новую туманность — ее размеры случайно совпали с размерами ореола. Но все же можно различить строение удивительной туманности — какие-то струйки, волокна, изогнутые нити. Что это такое — пока еще неизвестно — возможно новый вид туманностей, который к тому же появился почти что на наших глазах, ведь на снимке 8 февраля вокруг эты Близнецов не было никаких признаков туманности, а к 9 февраля она уже появилась.

Другое важное открытие было сделано с помощью радиотелескопа.

Радиотелескоп представляет собой мощный коротковолновый радиоприемник с огромной чашеобразной антенной. Антенна служит объективом этого телескопа, а приемник — окуляром. Чаша антенны, поворачиваясь, как бы обшаривает небо, а астроном возле радиоприемника выслушивает его. Такой слушающий телескоп позволяет принимать радиоизлучение видимых и невидимых небесных тел.

Радиоизлучение ночного неба исходит из области неба, занятой лентой серебристой пыли Млечного Пути. Но разные участки Млечного Пути посылают нам сигналы неодинаковой мощности. Излучения из одних участков мало, тогда как из других, на вид точно таких же, велико.

Сила сигналов тоже неодинакова, она то нарастает, то ослабевает, меняясь примерно так же, как изменяется блеск переменных звезд.

К сожалению точность наведения радиотелескопов еще незначительна. Нацелить радиотелескоп, также как и оптический телескоп, не удается. Но все же установлено, что источниками радиоизлучения являются тела, которые по своим «видимым» размерам раз в десять меньше полной Луны, то есть если бы мы могли их увидеть, то они имели бы вид «пятачков» диаметром в несколько угловых минут.

Эти участочки неба, посылающие радиоизлучения, получили название радиозвезд.

Московский астроном И. С. Шкловский, занятый изучением радиозвезд, предполагает, что даже в окрестностях Солнца радиозвезд в несколько раз больше, чем обычных звезд.

Исследование загадочных «пятачков» с помощью обычных телескопов результатов не дало. Там виднеется несколько слабеньких звезд, и кроме них нет ничего. Не помогло и фотографирование в инфракрасных лучах. Радиозвезды — невидимки.

Многие радиозвезды находятся в тех же областях неба, где расположены звездные ассоциации.

Может быть радиозвезды и есть те самые протозвезды, из которых образуются настоящие звезды.

Радиотелескоп — прибор для улавливания радиоизлучения небесных светил.

Ближайшая колыбель звезд

Открытие звездных ассоциаций повлекло за собой новые энергичные поиски дозвездного вещества. Ведь ассоциации молоды, в них могут оказаться остатки того дозвездного вещества, из которого только что сформировались звезды.

Астрономы снова стали фотографировать и исследовать звездные скопления и ассоциации.

Плеяды — звезды, повидимому, не очень старые, это главным образом голубые, белые и желтые гиганты. Плеяды, так же как и ассоциация Ориона, погружены в газово-пылевую туманность. Рассеянное вещество, словно светящаяся вата, обертывает каждую из плеяд.

Видны признаки пылевого вещества и в других звездных скоплениях.

Особое внимание разведчиков Галактики привлекает туманность Ориона. Она ведь не так мала, как это кажется, когда ее наблюдают в бинокль. При малом увеличении мы видим только ее центральную, наиболее яркую часть. Мощный телескоп показывает, что гуманность обнимает все созвездие Ориона, и ее края, постепенно слабея, незаметно сливаются с тьмой окружающего пространства.

Ученых заинтересовало удивительное совпадение — в большой туманности Магелланова облака находится многочисленное скопление голубоватых гигантов, и в нашей туманности тоже есть скопление таких же звезд. Туманность Магелланова облака велика, и гигантов в ней около сотни, наша туманность меньше, и звезд в ней только двадцать.

Такую же картину представляет собой туманность, окутывающая Плеяды.

Совпадение ли это? Нет ли родственных связей между туманностями и звездами? Может быть и в самом деле туманность Ориона является ближайшим к нам облаком дозвездного вещества?

Странным кажется также другое обстоятельство.

Астрономы сфотографировали несколько участков неба возле туманности Ориона и в ней самой. Затем выделили на этих фотографиях по два-три небольших, но совершенно одинаковых квадратика. Одни квадратики были взяты там, где нет никаких признаков свечения разреженных газов и пыли, другие — в темных, слабосветящихся частях туманности, третьи — в ее светлых частях. Затем в этих квадратиках пересчитали все неправильно-переменные звезды. И оказалось нечто совершенно удивительное.

Туманность, окутывающая звездное скопление «Плеяды».

На соседних с туманностью участках неба в каждом квадратике светится в среднем по 5–6 неправильно-переменных звезд.

В темных частях туманности в квадратиках нашлось до 158 таких же звезд.

А в светлых частях туманности неправильно-переменных звезд насчитывается еще больше — до 328.

Неправильно-переменные звезды и в их числе «беспокойные» красные карлики выказывают явное предпочтение туманности и особенно ее светлым центральным областям. Неправильно-переменных звезд в туманности Ориона больше раз в 50, нежели вне ее.

И это не случайность. «Беспокойные» красные карлики и на других участках неба встречаются преимущественно на краях темных и светлых туманностей.

В природе нет сил, которые сводили бы звезды определенного типа в одно место.

Наоборот, галактическое вращение стремится перетасовать все звезды, разрушить все скопления, выравнять скорости звезд.

Звезды не могли сойтись в туманности.

Но если такое скопление неправильно-переменных звезд существует и не распалось, то остается предположить, что оно молодо.

А это заставляет думать, что туманность Ориона является ближайшей к нам колыбелью молодых звезд.

И как знать — может быть, глядя на туманность Ориона, мы, сами того не подозревая, смотрим на родину нашего Солнца.

Туманность Ориона.

Наше Солнце в молодости

Наблюдения и открытия ученых последних лет еще очень разрозненны и отрывочны. Они не дают общей и цельной картины рождения и развития звезд. Но все вместе взятое — и глобулы, и туманности, замеченные Г. А. Шайном, и радиозвезды, и «нашествие» неправильно-переменных звезд в туманности Ориона, изобилие «беспокойных» красных карликов в темных туманностях — все это говорит об одном: между темной космической материей и звездами несомненно имеется родственная связь.

В Галактике существуют крупные массы дозвездного вещества, и из него формируются звезды, которые иногда превышают по массе Солнце более, чем в сто раз!

Каким путем в облаке темного дозвездного вещества возникает звезда — сказать трудно, но вполне возможно, что звезды образуются тем же самым путем, каким образуются планеты. Разница заключается в иных масштабах и в отсутствии в семье новорожденных звезд центрального светила.

В облаке твердых частиц дозвездного вещества возникают центры сгущений, вокруг них растут клубки пылевой материи. Точно также, как и у планет происходит суммирование моментов количества движения частиц. Клубки начинают вращаться. Будущие звезды постепенно увеличиваются, их вещество уплотняется.

По мере увеличения массы и уплотнения вещества возрастает скорость вращения.

Уплотняясь, вещество протозвезды разогревается. С увеличением ее массы возрастает давление в ее центре. Хотя атомы химических элементов и очень прочны, но все же их сопротивление раздавливанию не беспредельно. При достаточно большом давлении ломаются даже ядра атомов.

Разрушение ядер атомов заставляет вещество преобразовываться в излучение, в теплоту. Температура в центре звезды поднимается на миллионы градусов.

Начинается борьба притяжения и отталкивания — тяготение против высокой температуры и лучевого давления. В борьбе противоположных сил из протозвезды формируется звезда.

В зависимости от условий, в каких происходит эта борьба — от плотности облака дозвездного вещества, от скорости роста массы звезды, от того, где звезда возникает — в центральных частях облака или с краю, — образуются звезды разных типов. Могут получиться голубые, белые, желтые, красные гиганты и сверхгиганты, солнцеподобные звезды и субкарлики и карлики.

Например, в скоплении Плеяд много голубых гигантов, но нет ни одного красного гиганта, а в Гиадах, наоборот, есть красные гиганты, а голубых — ни одного.

Звезда растет до тех пор, пока вокруг нее есть достаточно обильный запас «подножного» корма, или же до тех пор, пока она не разогреется настолько, что жар и давление ее лучей не начнут испарять и разгонять сгустившийся вокруг нее рой дозвездных частиц, а возросшая скорость вращения воспрепятствует присоединению новых частиц.

Вот этот-то процесс одновременного роста массы звезды, ее температуры и скорости вращения делает невозможным образование архигигантских звезд. Накопление массы прекращается как только температура звезды и скорость ее вращения переступят определенный предел. Чрезмерно массивные звезды неустойчивы, и потому их и не существует. А в центре облака дозвездного вещества не может сформироваться особо большая звезда, вместо нее возникает либо скопление белых гигантов, либо трапеция или цепочка.

Московская обсерватория Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга.