ЗВЁЗДЫ

Лице своё скрывает день;

Поля покрыла мрачна ночь;

Взошла на горы черна тень;

Лучи от нас склонила прочь;

Открылась бездна, звезд полна;

Звездам числа нет, бездне дна.

М.В. Ломоносов.

 

Уже с детства мы привыкаем к тому, что окружающий нас звёздный мир удивительно многообразен. Исследование его с помощью телескопов показывает, что это многообразие является ещё более впечатляющим. В основном это разнообразие определяется, во-первых, тем, в каком возрасте мы их видим, во-вторых, какова масса звезды. Так массы могут различаться от сотых долей массы Солнца, до десятков масс Солнца.

В принципе, жизнь звёзд одинакова. Сначала образуется уплотнение межзвёздного газа и пыли (в основном водорода), затем, за счёт гравитационного сжатия, образуется огромный водородный шар (Рис.1А). По мере его сжатия, давление в центре этого шара увеличивается и одновременно увеличивается температура. Этот эффект всем знаком, кто накачивал ручным насосом велосипедную или футбольную камеру, а некоторые, наверное, и из школьного курса физики помнят, что такое адиабатическое сжатие.

Когда температура достигнет величины порядка сотни миллионов градусов, ядра атомов водорода начинают объединяться и превращаться в гелий (так называемая реакция протон-протонного цикла). Начинается термоядерный синтез и загорается звезда (Рис.1 Б и В). Это основное состояние звезды, в котором она находится, пока весь водород не выгорит. В таком состоянии находится и наше Солнце.

 

А

Б

В

Г

Д

Рис.1

 

Когда водород в основном выгорит, звезда ещё более сжимается, температура в её центре ещё возрастает и начинается реакция синтеза углерода из гелия. Затем гелий соединяется с углеродом и образуются ядра кислорода, затем всё более тяжёлые элементы вплоть до образования железа. Железо – устойчивый элемент. Энергия не выделяется ни при синтезе, ни при расщеплении. Поэтому жизнь звезды на этом и заканчивается. Однако характер прохождения этих процессов сильно отличается в зависимости от того, какова масса звезды.

Если масса звезды меньше 0,85 от массы Солнца, то водород в ней выгорает в течение десятков миллиардов лет. Поэтому даже те из них, что появились после образования нашей галактики, горят сейчас и будут гореть ещё очень долго. Звёзды от 0,85 до 5 масс Солнца с разной скоростью проходят эволюцию, в конце которой сбрасывают оболочку в виде планетарной туманности (этап Г на Рис.1 и Фото 1) и превращаются в белого карлика (Рис.1Д). Что касается сравнительно малочисленных массивных звёзд, с массой более пяти масс Солнца, то характер их эволюции (значительно более быстрый, чем у их маломассивных коллег) будет принципиально отличаться от описанного выше. Большинство из них окончат своё существование грандиозным взрывом, который изредка наблюдается астрономами как явление вспышки сверхновой звезды

Фото 1. Туманность Улитка.
В центре белый карлик.

 

В результате такого взрыва образуются нейтронные звёзды и, реже – чёрные дыры. Пример последствий такого взрыва показан на Фото 2. В обоих случаях, вещество, выброшенное взрывом, превращается в туманность. Туманности довольно быстро рассеиваются в окружающем пространстве. Состоят эти туманности в основном из водорода. Итак, звёздное население нашей Галактики, как и других галактик, состоит из двух основных классов звёзд – звёзд переходного типа и устойчивого типа.

К первым относятся гиганты, ко второму типу звёзды основного класса (аналогичным нашему Солнцу), красные карлики с массами значительно меньшими чем у Солнца, белые карлики и нейтронные звёзды Звёзды первого класса существуют настолько короткое время, что влияния на возникновение планетных систем никакого не оказывают. Поэтому мы не будем останавливаться на их рассмотрении. На звёздах второго класса остановимся несколько подробнее. Итак, красные карлики это в принципе такие же звёзды как и наше Солнце, но значительно меньше его по массе. Там выгорает водород, превращаясь в гелий. Но процессы этого превращения идут гораздо медленнее, поэтому время их жизни таково, что до сих пор ещё светятся даже те из них, которые образовались еще незадолго после Большого взрыва. Они также вряд ли могут принимать заметное участие в образовании планетных систем.

 

Фото 2. Крабовидная туманность,
разлетающиеся остатки взрыва
сверхновой, произошедшего
почти 1000 лет назад

Звёзды, аналогичные нашему Солнцу, являются основным населением галактики. Считают, что они составляют порядка 90% от всех звёзд. Время их жизни, примерно 15 миллиардов лет. Возраст нашего Солнца – примерно 7 миллиардов лет. До взрыва его в виде новой звезды осталось еще около 7 миллиардов лет. Так что нам вряд ли стоит опасаться такой катастрофы в ближайшее время. Радиус Солнца 696 000 км, масса – 1,99 ´ 1033 г, средняя плотность 1,41 г/см3. Температура на поверхности Солнца 5806 К (К - градусы по Кельвину. 0 градусов по Кельвину равен -273 градусов по Цельсию). Когда термоядерные реакции в звезде закончатся железом, происходит последний аккорд её жизни – она взрывается и превращается в белый карлик, нейтронную звезду или чёрную дыру в зависимости от начальной массы.

Наше Солнце превратится в белого карлика, образовав при этом планетарную туманность. Белый карлик состоит в основном из железа. Он сильно сжат. Радиус его составляет примерно 5000 км, то есть он по размерам примерно равен нашей Земле. При этом плотность его составляет около 4×106 г/см3, то есть весит такое вещество в четыре миллиона больше, чем вода на Земле. Температура на его поверхности – 10000К. Белый карлик очень медленно остывает и остаётся существовать вплоть до скончания мира.  Нейтронная звезда сжата до такой степени, что ядра атомов сливаются в этакое суперогромное ядро. Поэтому она и называется нейтронной. Она как бы состоит из одних нейтронов. Радиус её – до 20 км. Плотность в центре – 1015 г/см3. Масса её, а следовательно, и гравитационное поле несколько больше Солнца, но размеры – примерно с астероид. Что касается чёрных дыр, то они довольно быстро испаряются квантовым испарением.

Что с ними происходит дальше, науке недостаточно известно. Будем полагать, что испарившись, она просто исчезает и на возможность образования планетных систем никак не влияет. Белые карлики и нейтронные звёзды, в связи с их малыми размерами и относительно низкой температурой, трудно обнаружить, поэтому общее число звёзд можно примерно подсчитать по звёздам основного класса подобным Солнцу. Подсчитано, что наша Галактика имеет диаметр 100 000 световых лет. Средняя толщина её – 6000 световых лет. При этом, число звёзд достигает – 1010. Галактика делает один оборот вокруг центра за 180 миллионов лет.  Средняя скорость движения звезды относительно других звёзд примерно 30 км/с. Сейчас количество галактик во Вселенной оценивается числом в 200 миллионов.

Таким образом, число звёзд во Вселенной можно оценить числом в 2×108×1010, или в 2×1018. Учитывая, что со времени Большого взрыва прошло около 13 миллиардов лет, а время жизни звезды основного класса – 12 миллиардов лет, можно полагать, что первое поколение звёзд уже превратилось в белые карлики. И тогда количество белых карликов можно также принять те же 2×1018. Количество звёзд с массой, достаточной для образования нейтронных звёзд, составляет меньше 10% от звёзд средних размеров. Но они проходят свой эволюционный путь за время на порядок быстрее. Поэтому можно полагать, что число нейтронных звёзд примерно столько же, сколько и белых карликов. Однако наблюдать их, в силу крайне малой светимости практически невозможно. Потому и невозможно оценить их число в тёмной бездне космоса.

Среднее расстояние между звёздами зависит от её положения в Галактике. В центральной области плотность звёзд гораздо выше, чем в спиралях. Если рассмотреть содержимое воображаемой сферы, в центре которой находится наше Солнце, с радиусом в 50 световых лет, то мы можем насчитать около тысячи известных нам звёзд. Несложно подсчитать, что среднее расстояние между ними равно примерно пяти световым годам. Звёзды такие разные, что их трудно классифицировать.

Тем не менее классификация есть. Это Диаграмма Герцшпрунга — Рассела. Показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции. Диаграмма даёт возможность найти абсолютную величину по спектральному классу. Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности.  Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр.

Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности (см. рис., чётко видна точка ухода с главной последовательности на ветвь красных гигантов).

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.

  

В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).

nursery.jpg (1008360 байт)

Ясли, где рож- даются звёзды

n11bb.jpg (92845 байт)

Глобулы

Здесь показана туманность NGC 604, огромная звездообразующая туманность в Галактике Треугольника. Нужно обратить внимание, что в местах локализации юных звёзд газ отсутствует. Он выметается звёздным ветром образовавшихся звёзд. Что является доказательством несостоятельности гипотез Канта-Лапласа-Шмидта об образовании планет из газо-пылевых облаков. Туманность как бы изрыта кавернами, в которых, как правило, группы звёзд.

Другой пример: Вверху справа молодая группа звёзд и тёмные масса газа - глобулы. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Это приводит к возникновению плотных сгустков газа - глобул. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.

4964.jpg (30144 байт)

Мира

9604.jpg (46701 байт)

Бетельгейзе

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака, растёт его скорость вращения, и в определенный момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоев зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с экзопланетами. Под экзопланетами (экзо - внешний) понимают газовые шары меньше массы, необходимой для начала термоядерного синтеза. То есть это недоделанные звёзды. Нагреваются они только за счёт адиабатического сжатия и излучением соседней звезды. Могут иметь размер планет гигантов солнечной системы. Образуются одновременно со звёздами из того же газового облака. Обнаруживают их разными методами: покрытия, доплеровского сдвига излучения звезды, вокруг которой они вращаются. Открыто несколько сотен. К планетам типа земной группы, на которых гипотетически была бы возможна жизнь, отношения не имеют. Как выглядят звёзды показать нельзя. Даже разрешить звёзды, то есть увидеть их не как точки, а как диски нельзя. Только недавно смогли разрешить две звезды: Мира и Бетельгейзе. Но наиболее эффектны звёзды тогда, когда они гибнут.  

Поздние годы и гибель звёзд

 

Старые звёзды с малой массой

 

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик.

Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

 

Звёзды среднего размера

 

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта, в её ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем этот процесс может занять около миллиарда лет.

Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Всё это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул (метана например). При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров (газовые лазеры).

Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

 

Белые карлики

 

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьёзную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), где реакции синтеза доходят до образования железного ядра; в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, десятками километров, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

 

Сверхмассивные звёзды

 

После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра. Происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Возникновение ударной волны в условиях мощного облучения нейтрино и другими частицами обеспечивает вероятность образования элементов более тяжелых чем железо, вплоть до урана, технеция и калифорния. Однако количество их небольшое и рассеиваясь с облаком взрыва в межзвёздном газе и пыли практически отсутствует. Более эффективно в этом случае идёт процесс образования молекул. Поэтому в межзвёздном газе обнаруживаются молекулярные облака, в том числе и органические молекулы.

В диффузных облаках, «тёмных» пылевых облаках в спиральных рукавах Галактики, в молекулярных облаках имеются органические молекулы от простейших молекул и радикалов типа СН, НСО, СО, СО2, ОСS, до сложных молекул типа:

- углеводородов - СН4, С2Н2, СН3С2Н;

- альдегидов - Н2СО, Н2СS, СН3СНО;

- спиртов - СН3ОН, СН3СН2OН;

- кислот - карбоновой НСООН, синильной НС N , изоциановой НNСО;

- амидов кислот - НСОNН2 ,NH2СN;

- аминов - СН3NH2 , СН2NН ;

- нитрилов - СН3СN, СН2СНCN, СН3С2СN, НС2СN,НС4СN, НС6СN, НС8СN;

- простых эфиров - (СН3)2О;

- сложных эфиров - НCООСН3.

Эта смесь, при наличии источников энергии, достаточна для образования аминокислот (синтез Миллера-Юри). Поэтому считается высокой вероятность образования простейших аминокислот, таких как глицин.

 

Нейтронные звёзды

 

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента вращения). Некоторые нейтронные звёзды совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Голос пульсара PRS B0329+54
Описание: Этот пульсар - один самых известных, а также один из первых обнаруженных. Он имеет период 715 миллисекунд, вращаясь 1.4 раза в секунду.

Пульсар Vela
Описание: Пульсары - маленькие и чрезвычайно плотные выродившиеся нейтронные звезды, вращающие равномерно и испускающие пульс поляризованной радиации, который появляется как яркие "маяки света". Расположенный около центра Vela остаток от взрыва массивной звезды, который произошел 10 000 лет назад. Пульсар - фактически разрушенное ядро той звезды, вращающейся с периодом 89.3 миллисекунд, или приблизительно 11 раз в секунду.

 

Чёрные дыры

 

Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой. Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности (ОТО). Согласно этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, делает возможными исключения из этого правила. Звезда испаряется. За счёт квантового эффекта известного как принцип неопределённости Гейзенберга, вне чёрной дыры образуется поле виртуальных частиц. Они образуют водород. Так происходит кругооборот. Звёзды ядра галактики падают на чёрную дыру под сферу Шварцшильда. Оттуда вещество выходит из под сферы Шварцшильда и образует новый водород. Из него снова образуются звёзды и снова падают на чёрную дыру. Потому область центра галактики есть сфера, заполненная водородом и звёздами-гигантами. Однако, часть материи и энергии покидает центральную область галактики и образуют спирали, а часть и вовсе покидает галактику. Так галактика постепенно стареет. Чёрная дыра испаряется и исчезает окончательно. Галактика теряет форму и постепенно рассеивается. Таковы Магеллановы Облака.

Чем чёрная дыра меньше, тем этот процесс быстрее. Так чёрная дыра величиной с апельсин так быстро испаряется, что происходит по существу взрыв. Поэтому чёрные дыры как результат коллапса звёзд практически не наблюдаются. Да и опасности того, что рядом с Землёй появится чёрная дыра, которая засосёт Землю, всех людей и вместе с ними всех астрономов и астрофизиков, отсутствует.

В настоящий момент существуют только косвенные наблюдения. Так, наблюдая светимость ядер активных галактик, можно оценить массу объекта, на который происходит аккреция (падение вещества на звезду). Также массу объекта можно оценить по кривой вращения галактики или по частоте обращения близких к объекту звёзд, используя теорему вириала. Для многих галактик масса центра оказывается слишком большой для любого объекта, кроме чёрной дыры. Есть объекты с явной аккрецией вещества на них, но при этом не наблюдается специфического излучения, вызванного ударной волной. Из этого можно сделать вывод, что аккреция не останавливается твёрдой поверхностью звезды, а просто уходит в области очень высокого красного смещения, где никакой стационарный объект, кроме чёрной дыры, невозможен.

Ну а теперь, перейдем к галерее звёзд:  

70.jpg (9712 bytes)

 13.jpg (61812 bytes)

14.jpg (54532 bytes)

40.jpg (76830 bytes)

73.jpg (64632 bytes)

601055.jpg (94573 байт)

Альтаир

Созвездие - Плеяда

Скопление M19

M50

47 Тукана

Звёздная шкатулка

full_jpg.jpg (51022 байт)

print3.jpg (69179 байт)

228.jpg (59416 байт)

76.jpg (33922 bytes)

29.jpg (25328 bytes)

Кошачий Глаз

Эскимос

Туманность Эйбелл

Сверхновая SN 1987a

Остаток сверхновой

Остаток сверхновой

055.jpg (168965 байт)

622781.jpg (58736 байт)

768.jpg (96290 байт)

125.jpg (57190 байт)

print.jpg (101797 байт)

20.jpg (41289 bytes)

Пульсара SXP 1062

Небесная гостья

Звёзды и  облака

Сверхновая 1987А

Молодой пульсар

Эта Килька