Народження зірок

Стр. 30

Народження зірок

Введення

Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують, і нарешті «вмирають». Щоб прослідкувати життєвий шлях зірок і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, як вони виникають. У минулому це представлялося великою загадкою; сучасні астрономи вже можуть з великою упевненістю детально описати шляхи, що ведуть до появи яскравих зірок на нашому нічному небозводі.

1. Основні зоряні характеристики

Перш за все треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним виключенням, спостерігаються як «точкові» джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити зірки у вигляді «реальних» дисків. Підкреслюю слово «реальних», оскільки завдяки чисто інструментальним ефектам, а головним чином неспокоєм атмосфери, у фокальній площині телескопів виходить «помилкове» зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диска рідко бувають менше однієї секунди дуги, тоді як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.

Отже, зірка навіть в найбільший телескоп не може бути, як говорять астрономи, «дозволена». Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зірок в різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.

Світимість визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія має в своєму розпорядженні цілком надійні методи, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, видалених на відстань, що не перевищують декількох десятків парсек, відстань визначається відомою ще з початку минулого сторіччя тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різний час роки. Цей метод має досить велику точність і достатньо надійний. Проте для більшості інших більш видалених зірок він вже не годиться: дуже малі зсуви положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але проте достатньо надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, по деяких спостережуваних особливостях їх випромінювання.

Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається буквами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр з точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1… В9, А0 і так далі. Спектр зірок в першому наближенні схожий на спектр випромінюючого «чорного» тіла з деякою температурою Т. Температури плавно міняються від 40-50 тисяч градусів у зірок спектрального класу Об до 3000 градусів у зірок спектрального класу М. Відповідно до цього основна частина випромінювання зірок спектральних класів Про і В доводитися на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі. Проте в останні десятиліття були запущені спеціалізовані штучні супутники землі; на їх борту були встановлені телескопи, за допомогою яких виявилося можливим досліджувати і ультрафіолетове випромінювання.

Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, що належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.

Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, звідки до нас «безпосередньо» приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість решти елементів достатньо невелика. Приблизно га кожні десять тисяч атомів водню доводитися тисячі атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю і азоту і всього лише одного атома заліза. Велика кількість решти елементів здійснена. Без перебільшення можна сказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою важчих елементів.

Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів Про і В мають блакитний колір; зірки, схожі з нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів До і М - червоні. У астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система квітів. Вона заснована на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні світлофільтри, що строго еталонують. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені («У»), а інший має криву спектральної чутливості, схожу з людським оком («V»). Техніка вимірювань кольору зірок настільки висока, що по зміряному значенню B-V можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів - єдина можливість їх спектральної класифікації.

Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Оскільки зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, що випромінює одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана Больцману:

- постійна Больцману

Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світимість, очевидно буде рівна

де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіусу зірки треба знати її світимість і температуру поверхні.

Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так те просто. А головне існує не так вже багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні найлегше визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період звернення Р відомі. В цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:

тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі усесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відоме відношення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. До жаль, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожній із зірок.

По суті кажучи, астрономія не розташовувала і не має в своєму розпорядженні в даний час методу прямого і незалежного визначення маси (тобто що не входить до складу кратних систем) ізольованої зірки. І це достатньо серйозний недолік нашій науки про Всесвіту. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світимістю і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світимістю і кольором має таку ж масу, як і її «сестра», що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з деякою обережністю.

Отже, сучасна астрономія має в своєму розпорядженні методи визначення основних зоряних характеристик: світимості, поверхневої температури (кольори), радіусу, хімічного складу і маси. Виникає важливе питання: чи є ці характеристики незалежними? Виявляється, немає. Перш за все є функціональна залежність, що зв'язує радіус зірки, її болометричну світимість і поверхневу температуру. Ця залежність представляється простій формулою (*) і є тривіальною. Разом з цим, проте, давно вже була виявлена залежність між світимістю зірок і їх спектральним класом (або, що фактично одне і те ж, - кольором). Цю залежність емпірично встановили (незалежно) на великому статистичному матеріалі ще в початку нашого сторіччя видатні астрономи данець Герцшпрунг і американець Рассел.

2. Зірки народжуються

Було потрібно, проте, тисячолітній розвиток науки, щоб людство усвідомило простий і разом з тим величний факт, що зірки - це об'єкти, більш менш схожі на Сонці. Не так давно астрономи вважали, що на утворення зірки з міжзоряних газу і пилу потрібні мільйони років. Але останніми роками були отримані вражаючі фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності Оріона, де протягом декількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947 г. у цьому місці була видна група з трьох об'єктів. До 1954 г. деякі з них стали довгастими, а до 1959 г. ці довгасті утворення розпалися на окремі зірки - вперше в історії людства люди спостерігали народження зірок буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зірки можуть народжуватися за короткий інтервал часу, і що здавалися раніше дивними міркування про те, що зірки зазвичай виникають в групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.

Який же механізм їх виникнення? Чому за багато років астрономічних візуальних і фотографічних спостережень неба тільки зараз вперше вдалося побачити «матеріалізацію» зірок? Народження зірки не може бути винятковою подією: у багатьох ділянках неба існують умови, необхідні для появи цих тіл.

В результаті ретельного вивчення фотографій туманних ділянок Чумацького Шляху вдалося виявити маленькі чорні плямочки неправильної форми, або глобулы, що є масивними скупченнями пороши і газу. Вони виглядають чорними, оскільки не випускають власного світла і знаходяться між нами і яскравими зірками, світло від яких вони затуляють. Ці газово-пилові хмари містять частинки пороши, що дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні - до декількох світлових років в поперечнику. Не дивлячись на те що речовина в цих скупченнях дуже розріджена, загальний об'єм їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, по масі близьких до Сонця. Для того, щоб уявити собі, як з глобул виникають зірки, пригадаємо, що всі зірки випромінюють і їх випромінювання надає тиск. Розроблені чутливі інструменти, які реагують на тиск сонячного світла, проникаючого крізь товщу земної атмосфери. У чорній глобули під дією тиску випромінювання, що випускається навколишніми зірками, відбувається стиснення і ущільнення речовини. Усередині глобулы гуляє «вітер», разметающий по всіх напрямах газ і пилові частинки, так що речовина глобулы перебуває в безперервному турбулентному русі.

Глобулу можна розглядати як турбулентну газово-пилову масу, на яку з усіх боків тисне випромінювання. Під дією цього тиску об'єм, що заповнюється газом і пилом, стискатиметься, стаючи все менше і менше. Таке стиснення протікає протягом деякого часу, залежного від джерел випромінювання і інтенсивності останнього, що оточують глобулу. Гравітаційні сили, що виникають із-за концентрації маси в центрі глобулы, теж прагнуть стиснути глобулу, примушуючи речовину падати до її центру. Падаючи, частинки речовини набувають кінетичної енергії і розігрівають газово-пилову хмару.

Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається поволі, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягають частинки до центру, ще дуже слабкі. Через деякий час, коли глобула стає менше, а поле тяжіння посилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але, як ми вже знаємо, глобула величезна, не менш світлового року в діаметрі. Це означає, що відстань від її зовнішньої межі до центру може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частинка від краю глобулы почне падати до центру з швидкістю небагато чим менш 2 км/с, то центру вона досягне тільки через 200 000 років. Спостереження показують, що швидкості руху газу і пилових частинок насправді значно більше, а тому гравітаційне стиснення відбувається значно швидше.

Падіння речовини до центру супроводжується вельми частими зіткненнями частинок і переходом їх кінетичної енергії в теплову. В результаті температура глобулы зростає. Глобула стає протозіркою і починає світитися, оскільки енергія руху частинок перейшла в тепло, нагрівала пил і газ.

У цій стадії протозірка ледве видно, оскільки основна частка її випромінювання доводиться на далеку інфрачервону область. Зірка ще не народилася, але зародок її вже з'явився. Астрономам поки невідомо, скільки часу вимагається протозірці, щоб досягти тієї стадії, коли вона починає світитися як тьмяна червона куля і стає видимою. За різними оцінками, цей час коливається від тисяч до декількох мільйонів років. Проте, пам'ятаючи про появу зірок у Великій Туманності Оріона, стоїть, подаруй вважати, що найбільш близька до реальності оцінка, яка дає мінімальне значення часу.

Зірки народжуються з самими різними масами. Крім того, вони можуть володіти самим різним хімічним складом. Обидва ці чинника роблять вплив на подальшу поведінку зірки, на всю її долю. Щоб краще в цьому розібратися, вийдемо з будинку і поглянемо на нічне небо.

З вершины гори, далеко від заважає нам міського світла, ми побачимо на небі принаймні 3000 зірок. Спостерігач з дуже гострим зором за ідеальних атмосферних умов побачить у півтора рази більше зірок. Одні

з них віддалені від нас на тисячу, інші - всього на декілька світлових років. Спробуємо тепер розмістити всі ці зірки на діаграмі, на якій кожна зірка характеризується двома фізичними величинами: температурою і світимістю. Розмістивши все 3000 зірок, ми виявимо, що найяскравіші з них одночасно виявляються і найгарячішими, а найслабкіші - найхолоднішими. При цьому відмітимо, що переважна більшість зірок розташовуються уздовж похилої лінії, яка тягнеться з верхнього лівого кута графіка в нижній правий

(Якщо, як це традиційно прийнято, вісь температур направити вліво, а вісь светимостей - вгору.) Це нормальні зірки, і їх розподіл називають «головною послідовністю». Отримана діаграма називається діаграмою Герцшпрунга - Рессела, на честь двох видатних астрономів, що вперше встановили цю чудову залежність. У ній важливу роль грає маса зірки. Якщо маса зірки велика, остання при народженні потрапляє на верхню частину головної послідовності, якщо маса мала, то зірка опиняється в нижній її частині.

Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки з масою меншою, ніж у Сонця, дуже економно витрачають запаси свого ядерного «палива» і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не великими 1,2 мас Сонця, поступово розширюються і врешті-решт зовсім покидають ядро зірки. На місці гіганта залишається маленький і гарячий білий карлик.

Ньютон був першим, хто правильно оцінив відстані до зірок. Два сторіччя після великого англійського ученого майже всіма мовчазно приймалося, що жахливо великих розмірів простір, в якому знаходяться зірки, є абсолютна порожнеча. Лише окремі астрономи час від часу піднімали питання про можливе поглинання світла в міжзоряному середовищі. Тільки на самому початку XX сторіччя німецький астроном Гартман переконливо довів, що простір між зірками є зовсім не міфічною порожнечею. Воно заповнене газом, правда, з дуже малою, але цілком визначеною щільністю. Це видатні відкриття, так само як і багато інших, було зроблене за допомогою спектрального аналізу.

Майже половину сторіччя міжзоряний газ досліджувався головним чином шляхом аналізу ліній поглинання, що утворювалися в нім. З'ясувалося, наприклад, що досить часто ці лінії мають складну структуру, тобто складаються з декількох близько розташованих один до одного компонент. Кожна така компоненту виникає при поглинанні світла зірки в якій-небудь певній хмарі міжзоряного середовища, причому хмари рухаються один щодо одного з швидкістю, близькою до 10 км/сек. Це і приводить завдяки ефекту Допплера до незначного зсуву довжин хвиль ліній поглинання.

Хімічний склад міжзоряного газу в першому наближенні виявився досить близьким до хімічного складу Сонця і зірок. Переважаючими елементами є водень і гелій, тоді як решту елементів ми можемо розглядати як «приміси».

До цих пір, кажучи про міжзоряне середовище, ми мали зважаючи на тільки міжзоряний газ. але є і інша компоненту. Мова йде про міжзоряний пил. Ми вже згадували вище, що ще в минулому сторіччі дебатувалося питання про прозорість міжзоряного простору. Тільки близько 1930 року з безсумнівністю було доведено, що простір дійсний не зовсім прозоро. Субстанція, що поглинає світло, зосереджена в досить тонкому шарі біля галактичної площини. Найсильніше поглинаються сині і фіолетові промені, тоді як поглинання в червоних променях порівняно невелике.

Що ж це за субстанція? Зараз вже представляється доведеним, що поглинання світла обумовлено міжзоряним пилом, тобто твердими мікроскопічними частинками речовини, розмірами менше мікрона. Ці порошинки мають складний хімічний склад. Встановлено, що порошинки мають досить витягнуту форму і якоюсь мірою «орієнтуються», тобто напрями їх витягнутості мають тенденцію «шикуватися» в даній хмарі більш менш паралельно. Зоряне світло, що з цієї причини проходить через тонке середовище, стає частково поляризованим.

Разом з окремими хмарами як іонізованого так і неіонізованого газу в Галактиці спостерігаються значно великі за своїми розмірами, масою і щільністю агрегати холодної міжзоряної речовини, що отримали назву «Газово-пилових комплексів». Для нас найістотнішим є те, що в таких газово-пилових комплексах відбувається найважливіший процес конденсації зірок з дифузного міжзоряного середовища.

Білі карлики - одна з увлекательнейших тим в історії астрономії: вперше були відкриті небесні тіла, що володіють властивостями, вельми далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклав початок дослідженням таємничої природи речовини, захованої десь в різних куточках Всесвіту.

У Всесвіту багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластин, отриманих в обсерваторії Маунт-паломар (США), показало, що їх кількість перевищує 1500. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, в сфері з радіусом в 30 світлових років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сходить на початок 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сиріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зірки відбувався не по прямій лінії; здавалося, що вона ледве помітно зміщувалася з одного боку в інший. До 1844 г., через приблизно десять років після перших спостережень Сиріуса, Бессель прийшов до висновку, що поряд з Сиріусом знаходиться друга зірка, яка, будучи невидимою, надає на Сиріус гравітаційну дію; воно виявляється по коливаннях в русі Сиріуса. Ще цікавішою виявилася то обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, то період звернення обох зірок щодо їх загального центру тяжіння рівний приблизно 50 рокам.

Перенесемося в 1862 г. і з Німеччини до Кембриджа, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівельникові телескопів в США, Університетам штату Міссісіпі було доручено сконструювати телескоп з об'єктивом діаметром 18,5 дюйма (46 см), який повинен був стати найбільшим телескопом в світі. Після того, як Кларк закінчив обробку лінзи телескопа, потрібно було перевірити, чи забезпечена необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу встановили в рухомій трубі і направили на Сиріус - найяскравішу зірку, що є кращим об'єктом для перевірки лінз і виявлення їх дефектів. Зафіксувавши положення труби телескопа, Алван Кларк побачила слабка «примара», яка з'явилася на східному краю поля зору телескопа у відблиску Сиріуса. Потім, у міру руху небозводу, в полі зору потрапив і сам Сиріус. Його зображення було спотворене - здавалося, що «примара» є дефектом лінзи, який слід було б усунути, перш ніж здати лінзу в експлуатацію. Проте ця виникла у полі зору телескопа слабка зірочка виявилася компонентом Сиріуса, передбаченим Бесселем. На закінчення слід додати, що із-за першої світової війни, що почалася, телескоп Кларка так ніколи і не був відправлений до Міссісіпі - його встановили в Дірбоновськой обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують до цього дня, але на іншій установці.

Таким чином, Сиріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, бо фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів. З урахуванням особливостей руху Сиріуса, його відстань до Землі і амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам вдалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сиріус А і Сиріус В. Сумарна маса обох зірок опинилася в 3,4 разу більше маси Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем і Землею, тобто приблизно рівно відстані між Сонцем і Ураном; отримана на підставі вимірювання параметрів орбіти маса Сиріуса А опинилася в 2,5 разу більше маси Сонця, а маса Сиріуса В склала 95% маси Сонця. Після того, як були визначені світимості обох зірок, виявилося, що Сиріус А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сиріус В. По абсолютній величині Сиріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 разу світить сильніше за Сонце. Звідси витікає, що світимість Сонця в 300 разів перевищує світимість Сиріуса В.

Світимість будь-якої зірки залежить від температури поверхні зірки і її розмірів, тобто діаметру. Близькість другого компоненту до яскравішого Сиріуса А надзвичайно ускладнює визначення його спектру, що необхідне для установки температури зірки. У 1915 г. з використанням всіх технічних засобів, які мала в своєму розпорядженні найбільша обсерваторія того часу Маунтвілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектру Сиріуса. Це привело до несподіваного відкриття: температура супутника складала 8000 До, тоді як Сонце має температуру 5700 К. Таким образом, супутник насправді виявився за Сонце, а це означало, що світимість одиниці його поверхні також більше.

Насправді, простій розрахунок показує, що кожен сантиметр цієї зірки випромінює в чотири рази більше енергії, чим квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси витікає, що поверхня супутника повинна бути в 300г4 рази менше, ніж поверхня Сонця, і Сиріус В повинен мати діаметр близько 40 000 км. Проте маса цієї зірки складає 95% від маси Сонця. Цей означає, що величезна кількість речовини повинна бути упакована в надзвичайно малому об'ємі, інакше кажучи, зірка повинна бути щільною. В результаті нескладних арифметичних дій отримуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини - близько 50 т.

Така історія відкриття першого білого карлика. А зараз задамося питанням: яким чином речовину можна стиснути так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?

Коли в результаті високого тиску речовина стисла до великої щільності, як в білих карликах, то вступає в дію інший тип тиску, так званий «вироджений тиск». Воно з'являється при сильному стисненні речовини в надрах зірки. Саме стиснення, а не високі температури є причиною виродженого тиску. Унаслідок сильного стиснення атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати одна в іншу.

Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати один в одного до тих пір, поки відстань між ядрами не стане порядку радіусу найменшої електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки є непроникним бар'єром, що перешкоджає подальшому стисненню. При максимальному стисненні електрони вже не

пов'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються відносно них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повною, хмара електронів рухається щодо грат з важчих ядер, так що речовина білого карлика набуває певних фізичних властивостей, характерних для металів. У такій речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того як тепло розповсюджується по залізній лозині, що нагрівається з одного кінця.

Але електронний газ проявляє і незвичайні властивості. У міру стиснення електронів їх швидкість все більше зростає, тому що, як ми знаємо, згідно фундаментальному фізичному принципу, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового об'єму, не можуть мати однакових енергій. Отже, щоб не позичати один і той же елемент об'єму, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір допустимого об'єму залежить від діапазону швидкостей електронів. Проте в середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний об'єм, який вони можуть займати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший об'єм. Хоча окремі електрони носяться з швидкостями, відповідними внутрішній температурі порядка мільйони градусів, температура повного ансамблю електронів в цілому залишається низькою.

Встановлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворюють грати щільно упакованих важких ядер, крізь які рухається вироджений електронний газ. Ближче до поверхні зірки звироднілість слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не повністю, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.

Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їх наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів приводить до виводу, що товщина їх атмосфери складає всього декілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів - холодні і гарячі. У атмосферах гарячіших білих карликів міститься деякий запас водню, хоча, ймовірно, він не перевищує 0,05%. Проте по лініях в спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окисел титану. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, доводиться менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів міняються від 5000 До у «холодних» зірок до 50000 До у «гарячих». Під атмосферою білого карлика лежить область невиродженої речовини, в якій міститься невелике число вільних електронів. Товщина цього шару 160 км., що складає приблизно 1% радіусу зірки. Шар цей може мінятися з часом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Вони поводяться подібно до гарматного ядра, нагрітого до великої температури; ядро може міняти температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус складає 10000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 разу, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск виродженого електронного газу оберігає зірку від усілякого подальшого стиснення, і, хоча температура може мінятися від мільйонів градусів в ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не міняється. З часом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика.

Під верхнім шаром зірки вироджений газ практично, тобто температура майже постійна аж до самого центру зірки; вона складає декілька мільйонів градусів - найбільш реальна цифра 6 млн. До.

Тепер, коли ми маємо деякі уявлення про будову білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно

одне: термоядерні реакції виключаються. Усередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії.

Єдиний вигляд енергії, яким розташовує білий карлик, - это теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в безладному русі, оскільки вони розсіваються виродженим електронним газом. З часом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесу охолоджування. Електронний газ, який не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.

Астрономи порівнюють процес охолодження гарячого білого карлика з охолодженням залізної лозини, вийнятої з вогню. Спочатку білий карлик охолоджується швидко, але у міру падіння температури усередині нього охолоджування сповільнюється. Згідно оцінкам, за перші сотні мільйонів років світимість білого карлика падає на 1% від світимості Сонця. Врешті-решт білий карлик повинен зникнути і стати чорним карликом, проте на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох учених, представляється вельми сумнівним, щоб вік Всесвіту був достатньо великий для появи в ній чорних карликів.

Інші астрономи вважають, що і в початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолоджування невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолоджування збільшується і згасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика достатньо остигнуть, вони затвердіють.

Так або інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів в ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у разі Сиріуса. Але лише небагато білих карликів входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільш добре вивчених випадках маси білих карликів, зміряні з точністю понад 10% опинилася менше маси Сонця і складали приблизно половину її. Теоретично гранична маса для повністю виродженої зірки, що не обертається, повинна бути в 1,2 разу більше маси Сонця. Проте якщо зірки обертаються, а ймовірно, так воно і є, то цілком можливі маси, що у декілька разів перевищують сонячну.

Сила тяжіння на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонці. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонці він важив би 2 тонны, а на поверхні білого карлика його вага складала б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже співпадають, можна укласти, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна і та ж. У Всесвіту багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластин, отриманих в обсерваторії Маунтпаломар, показало, що їх кількість перевищує 1500. Астрономи вважають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, в сфері з радіусом в 30 світлових років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами в кінці свого еволюційного шляху? Якщо немає, то яка частина зірок переходить в стадію білого карлика?

Найважливіший крок у вирішенні проблеми був зроблений, коли астрономи нанесли положення центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура - світимість. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих в центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.

На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми із слабкою, але гарячою зіркою в центрі. Насправді ця маса є складною турбулентною, концентричною оболонкою, яка розширюється з швидкостями 15-50 км/с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, на ділі вони є оболонками і швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км/с. Виявилось, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких вдалося зміряти відстань, складають порядку 1 світловий рік, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючись з вказаними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже розрядженим і не може збуджуватися, а отже, його не можна побачити через 100 000 років.

Багато планетарних туманностей, спостережуваних нами сьогодні, народилися в останні 50 000 років, а типовий їх вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих в природі. Температура їх поверхні міняється від 50 000 до 1 млн. К. З-за незвичайно високих температур велика частина випромінювання зірки доводиться на далеку ультрафіолетову область электромагнит-

іншого спектру. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетвориться газом оболонки у видимій області спектру, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіші, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - оскільки величезна кількість випромінювання зірки доводиться на невидиму частину спектру.

З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей виходить, що типове значення їх маси поміщене в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів в надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках трохи. Проте газові оболонки багаті воднем і гелієм. Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком пов'язана з планетарними туманностями, принаймні половина або більш з них відбулися від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності.

Повна картина освіти білих карликів туманна і невизначена. Відсутні так багато деталей, що в кращому разі опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних висновків. І проте загальний вивід такий: багато зірок втрачають частину речовини на шляху до свого фіналу, подібного до стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «кладовищах» у вигляді чорних, невидимих карликів.

Якщо маса зірки приблизно удвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як найновіші, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом декілька кілометрів, тобто перетворитися на нейтронні зірки.

Значення газово-пилових комплексів в сучасній астрофізиці дуже велике. Річ у тому, що вже давно астрономи, в значній мірі інтуїтивно, зв'язували утворення конденсації в міжзоряному середовищі з найважливішим процесом утворення зірок з «дифузного» порівняно розрядженого газово-пилового середовища. Які ж підстави існують для припущення про зв'язок між газово-пиловими комплексами і процесом. Перш за все слід підкреслити, що вже принаймні з сорокових років нашого сторіччя астрономам ясно, що зірки в Галактиці повинні безперервно (тобто буквально «на наших очах») утворюватися з якоїсь якісно іншій субстанції. Річ у тому, що до 1939 року було встановлено, що джерелом зоряної енергії є той, що відбувається в надрах зірок термоядерний синтез. Грубо кажучи, що пригнічують більшість зірок випромінюють тому, що в їх надрах чотири протони з'єднуються через ряд проміжних етапів в одну альфа-частку. Оскільки маса одного протона (у атомних одиницях) рівна 1,0081, а маса ядра гелію (альфа-частки) рівна 4,0039, то надлишок маси, рівний 0,007 атомної одиниці на протон, повинен виділитися як енергія. Тим самим визначається запас ядерної енергії в зірці, яка постійно витрачається на випромінювання. У найсприятливішому випадку чисто водневої зірки запасу ядерної енергії вистачить не більш, ніж на 100 мільйонів років, тоді як в реальних умовах еволюції час життя зірки виявляється на порядок менше цієї явно завищеної оцінки. Але десяток мільйонів років - нікчемний термін для еволюції нашій Галактики, вік якої ніяк не менше ніж 10 мільярдів років. Вік масивних зірок вже порівняємо з віком людства на Землі! Означає зірки (принаймні, масивні з високою світимістю) ніяк не можуть бути в Галактиці «спочатку», тобто з моменту її освіти. Виявляється, що щорічно в Галактиці «вмирає» щонайменше одна зірка. Значить, для того, щоб «зоряне плем'я» не «звиродніло», необхідно, щоб стільки ж зірок в середньому утворювалося в нашій Галактиці щороку. Для того, щоб в перебігу тривалого часу (обчислюваними мільярдами років) Галактика зберігала б незмінними свої основні особливості (наприклад, розподіл зірок по класах, або, що практично одне і теж, по спектральних класах), необхідно, щоб в ній автоматично підтримувалася динамічна рівновага між зірками, що народжувалися і «гинучими». В цьому відношенні Галактика схожа на первісний ліс, що складається з дерев різних видів і віків, причому вік дерев значно менше віку лісу. Є, правда, одна важлива відмінність між Галактикою і лісом. У Галактиці час життя зірок з масою менше сонячною перевищує її вік. Тому слід чекати поступового збільшення числа зірок з порівняно невеликою масою, оскільки вони поки що «не встигли» померти, а народжуватися продовжують. Але для масивніших зірок згадана вище динамічна рівновага неминуче повинна виконуватися.

Звідки ж беруться в нашій Галактиці молоді і «надмолоді» зірки? З давніх пір, за сталою традицією, висхідною до гіпотези Канта і Лапласа про походження Сонячної системи, астрономи припускали, що зірки утворюються з розсіяного дифузного газово-пилового середовища. Була тільки одна строга теоретична підстава такого переконання - гравітаційна нестійкість спочатку однорідного дифузного середовища. Річ у тому, що в такому середовищі неминучі малі обурення щільності, тобто відхилення від строгої однорідності. надалі, проте, якщо маси цих конденсацій перевершують деяку межу, під впливом сили усесвітнього тяжіння малі обурення наростатимуть і спочатку однорідне середовище розіб'ється на декілька конденсацій. Під дією сили гравітації ці конденсації продовжуватимуть стискатися і, як можна вважати, врешті-решт перетворяться на зірки.

Характерний час стиснення хмари до розмірів протозірки можна оцінити по простій формулі механіки, що описує вільне падіння тіла під впливом деякого прискорення. Так, наприклад, хмара з масою, рівною сонячною, стиснеться за мільйон років.

У процесі тільки що описаної першої стадії конденсації газово-пилової хмари в зірку, яка називається «Стадією вільного падіння», звільняється певна кількість гравітаційної енергії. Половина енергії, що звільнилася при стисненні хмари, повинна покинути хмару у вигляді інфрачервоного випромінювання, а половина піти на нагрів речовини.

Як тільки хмара, що стискається, стане непрозорою для свого інфрачервоного випромінювання, світимість його різко впаде. Воно продовжуватиме стискатися, але вже не за законом вільного падіння, а набагато повільніше. Температура його внутрішніх областей , після того, як процес дисоціації молекулярного водню закінчиться, неодмінно підвищуватиметься, оскільки половина гравітаційної енергії, що звільняється при стисненні, йтиме на нагрів хмари. Втім, такий об'єкт назвати хмарою вже не можна. Це вже справжнісінька протозірка.

Таким чином, з простих законів фізики слід чекати, що може мати місце єдиний і закономірний процес еволюції газово-пилових комплексів спочатку в протозірки, а потім і в зірки. Проте можливість - це ще не є дійсність. Щонайпершим завданням наглядової астрономії є, по-перше, вивчити реальні хмари міжзоряного середовища і проаналізувати, чи здатні вони стискатися під дією власної гравітації. Для цього треба знати їх розміри, щільність і температуру. По-друге, дуже важливо отримати додаткові аргументи на користь «генетичної близькості хмар і зірок (наприклад, тонкі деталі їх хімічного і навіть ізотопного складу, генетичний зв'язок зірок і хмар і інше). По-третє, дуже важливо отримати із спостережень неспростовні свідоцтва існування найраніших етапів розвитку протозірок (наприклад, спалахи інфрачервоного випромінювання в кінці стадії вільного падіння). Крім того, тут можуть спостерігатися, і, мабуть, спостерігаються абсолютно несподівані явища. Нарешті, слід детально вивчати протозірки. Але для цього перш за все треба уміти відрізняти їх від «нормальних» зірок.

Якщо маса зірки в два рази перевищує сонячну, то до кінця свого життя зірка може вибухнути як найновіша, але якщо маса речовини що залишився після вибуху, все ще перевершує дві сонячні, то зірка повинна стиснутися в крихітне щільне тіло, оскільки гравітаційні сили цілком пригнічують всякий внутрішній опір стисненню. Учені вважають, що саме у цей момент катастрофічний гравітаційний колапс приводить до виникнення чорної дірки. Вони вважають, що із закінченням термоядерних реакцій зірка вже не може знаходитися в стійкому стані. Тоді для масивної зірки залишається один неминучий шлях - шлях загального і повного стиснення (колапсу), що перетворює її на невидиму чорну дірку.

У 1939 г. Р. Оппенгеймер і його аспірант Снайдер в Каліфорнійському університеті (Берклі) займалися з'ясуванням остаточної долі великої маси холодної речовини. Одним з найбільш вражаючих следствий загальної теорії відносності Ейнштейна виявилося наступне: коли велика маса починає коллапсировати, цей процес не може бути зупинений і маса стискається в чорну дірку. Якщо, наприклад, необертальна симетрична зірка починає стискатися до критичного розміру, відомого як гравітаційний радіус, або радіус Шварцшильда (названий так на честь Карла Шварцшильда, якій першим вказав на його існування). Якщо зірка досягає цього радіусу, то вже не що не може перешкодити їй завершити колапс, тобто буквально замкнутися в собі. Чому ж рівний гравітаційний радіус? Строге математичне рівняння показує, що для тіла з масою Сонця гравітаційний радіус рівний майже 3 км., тоді як для системи, що включає мільярд зірок, - галактики - цей радіус виявляється рівним відстані від Сонця до орбіти планети Уран, тобто складає близько 3 млрд. км.

Які ж фізичні властивості «чорних дірок» і як учені припускають виявити ці об'єкти? Багато учених роздумували над цими питаннями; отримані деякі відповіді, які здатні допомогти у пошуках таких об'єктів.

Сама назва - чорні дірки - говорить про те, що це клас об'єктів, які не можна побачити. Їх гравітаційне поле настільки сильно, що якби якимсь шляхом вдалося виявитися поблизу чорної дірки і направити убік від її поверхні промінь наймогутнішого прожектора, то побачити цей прожектор було б не можна навіть з відстані, що не перевищує відстань від Землі до Сонця. Дійсно, навіть якщо б ми змогли сконцентрувати світло Сонця в цьому могутньому прожекторі, ми не побачили б його, оскільки світло не змогло б подолати дію на нього гравітаційного поля чорної дірки і покинути її поверхню. Саме тому така поверхня називається абсолютним горизонтом подій. Вона є межею чорної дірки.

Учені відзначають, що ці незвичайні об'єкти нелегко зрозуміти, залишаючись в рамках законів тяжіння Ньютона. Поблизу поверхні чорної дірки гравітація така сильна, що звичні ньютонівські закони перестають тут діяти. Їх слід замінити законами загальної теорії відносності Ейнштейна. Згідно одному з трьох теорії Ейнштейна, покидаючи масивне тіло, світло повинне випробовувати червоний зсув, оскільки він повинен випробовувати червоний зсув, оскільки він втрачає енергію на подолання гравітаційного поля зірки. Випромінювання, що приходить від щільної зірки, подібної до білого карлика - супутника Сіріуса А, - лише злегка зміщується в червону область спектру. Чим щільніше зірка, тим більше це зсув, так що від надщільної зірки зовсім не приходитиме випромінювання у видимій області спектру. Але якщо гравітаційна дія зірки збільшується в результаті її стиснення, то сили тяжіння виявляються настільки великі, що світло взагалі не може покинути зірку. Таким чином, для будь-якого спостерігача можливість побачити чорну дірку повністю виключена! Але тоді природно виникає питання: якщо вона невидима, то як же ми можемо її виявити? Щоб відповісти на це питання, учені удаються до майстерних прийомів. Руффіні і Уїллер досконально вивчили цю проблему і запропонували декілька способів хай не побачити, але хоч би виявити чорну дірку. Почнемо з того, що, коли чорна дірка народжується в процесі гравітаційного колапсу, вона повинна випромінювати гравітаційні хвилі, які могли б перетинати простір із швидкістю світла і на короткий час спотворювати геометрію простору поблизу Землі. Це спотворення виявилося б у вигляді гравітаційних хвиль, що діють одночасно на однакові інструменти, встановлені на земній поверхні на значних відстанях один від одного. Гравітаційне випромінювання могло б приходити від зірок, що випробовують гравітаційний колапс. Якщо протягом звичайного життя зірка оберталася, то, стискаючись і стаючи все менше і менше, вона обертатиметься все швидше зберігаючи свій момент кількості руху. Нарешті вона може досягти такої стадії, коли швидкість руху на її екваторі наблизиться до швидкості світла, тобто до гранично можливої швидкості. В цьому випадку зірка виявилася б сильно деформованою і могла б викинути частину речовини. При такій деформації енергія могла б йти від зірки у вигляді гравітаційних хвиль з частотою порядка тисяча коливань в секунду (1000 Гц).

Дж. Вебер встановив пастки гравітаційних хвиль в Аргоннськой національної лабораторії поблизу Чикаго і в Мерілендськом університеті. Вони складалися з масивних алюмінієвих циліндрів, які повинні були коливатися, коли гравітаційні хвилі досягнуть Землі. Використовувані Вебером детектори гравітаційного випромінювання реагують на високі (1660 Гц), так і на дуже низькі (1 коливання в годину) частоти. Для детектування останньої частоти використовується чутливий гравіметр, а детектором є сама Земля. Власна частота квадрупольних коливань Землі рівна одному коливанню за 54 хв.

Всі ці пристрої повинні були спрацьовувати одночасно в мить, коли гравітаційні хвилі досягнуть Землі. Дійсно вони спрацьовували одночасно. Але на жаль, пастки включалися дуже часто - приблизно раз на місяць, що виглядало вельми дивно. Деякі учені вважають, що хоча досліди Вебера і отримані ним результати цікаві, але вони недостатньо надійні. З цієї причини багато хто відноситься вельми скептично до ідеї детектування гравітаційних хвиль (експерименти по детектуванню гравітаційних хвиль, аналогічні дослідам Вебера, пізніше були перевірені у ряді інших лабораторій і не підтвердили результатів Вебера. В даний час вважається, що досліди Вебера помилкові).

Роджер Пенроуз, професор математики Біркбекського коледжу Лондонського університету, розглянув цікавий випадок колапсу і утворення чорної дірки. Він також допускає, що чорна дірка зникає, а потім виявляється в інший час в якійсь іншому всесвіту. Крім того, він стверджує, що народження чорної дірки під час гравітаційного колапсу є важливою вказівкою на те, що з геометрією простору-часу відбувається щось незвичайне. Дослідження Пенроуза показують, що колапс закінчується утворенням сингулярності, тобто він повинен тривати до нульових розмірів і нескінченної щільності об'єкту. Останні умову дає можливість іншого всесвіту наблизитися до нашій сингулярности, і не виключено, що сингулярность перейде в цей новий всесвіт. Вона навіть може з'явитися в якому-небудь іншому місці нашій власним Всесвітом.

Деякі учені розглядають утворення чорної дірки як маленьку модель того, що, згідно прогнозам загальній теорії відносності, кінець кінцем може трапитися зі Всесвіту. Загальновизнано, що ми живемо у Всесвіті, що незмінно розширюється, і одне з найбільш важливих і насущних питань науки стосується природи Всесвіту, її минулого і майбутнього. Без сумніву, всі сучасні результати спостережень указують на розширення Всесвіту. проте на сьогодні одне з найкаверзніших питань таке: чи сповільнюється швидкість цього розширення, і якщо так, то чи не стиснеться Всесвіт через десятки мільярдів років, утворюючи сингулярність. Мабуть, коли-небудь ми зможемо з'ясувати, по якому шляху слідує Всесвіт, але, мабуть, багато раніше, вивчаючи інформацію, яка просочується при народженні чорних дірок, і ті фізичні закони, які управляють їх долею, ми зможемо передбачити остаточну долю Всесвіту.

Майже все своє життя зірка зберігає температуру і розмір практично постійними. Значення головної послідовності полягає в тому, що більшість звичайних зірок виявляються нормальними, тобто позбавленими яких-небудь особливостей. Ми маємо право чекати, що ці зірки підкоряються певним залежностям, подібним, наприклад, згаданій головній послідовності. Більшість зірок виявляються на цій похилій лінії - головній послідовності, тому, що зірка може прийти на цю лінію всього лише за декілька сотень тисяч років, а покинувши її, прожити ще декілька сотень мільйонів років, більшість зірок свідомо залишаються на головній послідовності протягом мільярдів років. Народження і смерть -малі миті в житті зірки. Наше Сонце, що є звичайною зіркою, знаходиться на цій послідовності вже протягом 5-6 млрд. років і, мабуть, проведе на ній ще стільки ж часу, оскільки зірки з такою масою і таким хімічним складом, як у Сонця, живуть 10-12 млрд. років. Зірки багато меншої маси знаходяться на головній послідовності приблизно 50 млрд. років. Якщо ж маса зірки в 30 разів перевершує сонячну, то час її перебування на головній послідовності складе всього біля 1 млн. років.

Повернемося до розгляду процесів, що відбуваються при народженні зірки: вона продовжує стискатися, стиснення супроводжується зростанням температури. Температура повзе вгору, і ось величезна газова куля починає світитися, його вже можна спостерігати на тлі темного нічного неба як тьмяний червонуватий диск. Значна частка енергії його випромінювання як і раніше доводиться на інфрачервону область спектру. Але це ще не зірка. У міру того як речовина протозірки ущільнюється, воно все швидше падає до центру, розігріваючи ядро зірки до все більш високих температур. Нарешті температура досягає 10 млн. До, і тоді починають протікати термоядерні реакції - джерело енергії всіх зірок у Всесвіту. Як тільки термоядерні процеси включаються в дію, космічне тіло перетворюється на повноцінну зірку.

Стискаючись, пил і газ утворюють протозірку; її речовину є типовий зразок речовини частини космічного простору, що оточує нас. Кажучи про зразок речовини Всесвіту, цей шматочок середовища на 89% складається з водню, на 10% з гелію; такі елементи, як кисень, азот, вуглець, неон і т. п. складають в нім менше 1%, а всі метали, разом узяті, - не більше 0,25%. Таким чином, зірка в основному складається з тих елементів, які найчастіше зустрічаються у Всесвіту. І оскільки найбагатше у Всесвіті представлений водень, то, звичайно, будь-які термоядерні реакції повинні протікати з його участю.

Подекуди зустрічаються куточки космічного простору з підвищеним вмістом важких елементів, але це лише місцеві аномалії - залишки давніх зоряних вибухів, що розкидали і розсіяли в околиці важкі елементи. Ми не зупинятимемося на таких аномальних областях з підвищеною концентрацією важких елементів, а зосередимо увагу на зірках, що складаються в основному з водню.