Рвануло так рвануло! Громадная звезда вдруг стала сверхновой, и её разорвало на куски с таким шиком, что даже бывалые астрономы заявили, что никогда такого не видали. А ведь должна была вести себя тихо-тихо. Учёные подозревают, что такое разрушительное событие может в любой момент повториться у нас прямо под боком. Возможно, даже завтра. Или прямо сейчас.

«Это был действительно чудовищный взрыв с энергией в сотню раз больше, чем у обычной сверхновой», — рассказывает потрясённый Натан Смит (Nathan Smith), астроном из университета Калифорнии в Беркли (University of California at Berkeley). Ему довелось руководить группой исследователей, занимавшихся изучением небывалого астрономического события. Что же произошло?

«Все данные говорят о том, что рванула очень массивная звезда, которая весит в 150 раз больше Солнца. Мы никогда такого не видели», — отвечает Смит. И правда, по словам учёных, это была самая мощная и яркая из когда-либо зарегистрированных сверхновых.

Взрыв произошёл в сентябре прошлого года в галактике NGC 1260, находящейся в 240 миллионах световых лет. По предположению астрономов, такие масштабные случаи могли часто иметь место в ранней Вселенной. Назвали эту сверхновую SN 2006gy.

Слева - рентгеновский снимок галактики NGC 1260, где произошёл взрыв сверхновой. Чтобы понять масштабы происшествия, достаточно сравнить два этих пятна: то, которое слева внизу – это самая яркая часть галактики – её ядро, а справа вверху – сверхновая, взорвавшаяся в этой галактике. Небезынтересно отметить, что на снимке справа, полученном с помощью адаптивной оптики в обсерватории Лика (Lick Observatory) в инфракрасном диапазоне, сверхновая намного ярче ядра (фото NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al., Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen).

До наших дней дошло мало таких космических «слонов», чей вес подходит к теоретическому пределу массы звезды. Поэтому и обнаружение подобного светила и, тем более, наблюдение его смерти – крайне редкие события. Так что если некий астроном очень суеверен, то такие случаи он может смело считать хорошими приметами.

К тому же, как показало детальное изучение катаклизма, объект оказался не просто сверхновой, а какой-то сверхсверхновой.

Обычные сверхновые бабахают, когда в массивных звёздах выгорает их «топливо», и они начинают сжиматься под действием собственной гравитации. Но в случае SN 2006gy было нечто совсем другое.

Сравнительный график яркости (в условных единицах) SN 2006gy и типичных сверхновых типов Ia и II, а также сверхновой 1987 года (иллюстрация NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.).

В конце своих жизней сверхмассивные звёзды становятся источником рентгеновского излучения. Причём, как утверждает астробригада Натана Смита, мощность его потока у SN 2006gy оказалась столь сильной, что часть этой энергии превратилась в частицы и античастицы – произошло нечто вроде процесса, обратного аннигиляции. В результате энергии, естественно, становится меньше, что выражается в снижении давления, «распирающего» звезду изнутри.

В итоге баланс между внутренним давлением и гравитационным сжатием нарушается в пользу последнего, и звезда начинает коллапсировать. А так как масса огромна, то и гравитация внушительна, поэтому следующая за всем этим катастрофа принимает фантастические масштабы.

Так в общих чертах выглядит структура SN 2006gy. При взрыве поверхностные слои холодного газа (показан тёмно-красным) были «разорваны» на два полушария. При этом сформировался ударный фронт (расцвечен жёлто-зелёными тонами), который отбросил их в противоположные стороны (иллюстрация NASA/CXC/M.Weiss).

При этом начинаются термоядерные реакции, происходящие с огромным выделением энергии, что и становится причиной взрыва, безжалостно раскидывающего в пространстве вещество звезды. Как видно, принципиальное отличие таких взрывов – в снижении давления из-за превращения излучения в набор частиц и античастиц.

Хорошо это или плохо, но из-за этой самой SN 2006gy Смиту и другим звездочётам, работавшим с ним, пришлось совершить очередную переделку в астрономии, о которой отчитаются они в ближайшем выпуске «Астрофизического журнала» (Astrophysical Journal). Ведь раньше полагали, будто у таких голубых гигантов одна судьба – стать чёрной дырой. Не позавидуешь, конечно.

Но оказалось, что у особо тяжёлых представителей есть альтернатива – стать сверхновой. Причём речь о сверхновой совершенно нового типа. Ибо раньше думали, что такое будущее уготовано звёздам, которые на порядок менее массивны.

Иллюстрация процесса, который, по мнению учёных, привёл к возникновению SN 2006gy (иллюстрация NASA/CXC/M.Weiss).

Но, может, не стоит относить SN 2006gy к новому типу? Может, это просто какой-нибудь вселенский мутант, уникальный в своём роде? Видимо, нет.

Особенность SN 2006gy в том, что звезда сначала сбросила часть вещества и только спустя некоторое время, подумав, взорвалась. Да и в космосе есть ещё кое-кто, уже сделавший нечто похожее. А притаился он прямо под боком, в нашей галактике, в жалких 7,5 тысячах световых лет от нас – это звезда Эта в созвездии Киля.

Натан Смит и его коллеги подготовили вот такую схему эволюции звёзд в зависимости от массы. Главное изменение, которое они в ней сделали – добавили на самый верх особо крупных голубых гигантов, которые превращаются в сверхновую, а не в чёрную дыру (иллюстрация NASA/CXC/M.Weiss).

Эта Киля – яркий голубой гигант, который имеет массу как раз в 100-150 солнечных. И как раз в 1841-1843 годах она неожиданно увеличила яркость, заодно сбросив часть вещества, из которого сформировалось туманность, которую впоследствии назвали Гомункулус. Хорошее имя.

Звезды сверхгиганты – космическая судьба этих колоссальных светил предназначила им в определенное время вспыхнуть сверхновой.

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Свойства и параметры

Масса играет решающую роль в формировании звезд – в крупном ядре синтезируется больше количество энергии, которая повышает температуру светила и его активность. Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.

Классификация звезд сверхгигантов

По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. и – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда Ориона – – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Главная последовательность: от красных карликов до голубых гигантов

Из левого нижнего угла диаграммы в верхний правый угол тянется полоса, в которую попадает, по разным оценкам, от 90 до 99% всех звезд. Поэтому эта полоса называется главной последовательностью . Наше Солнце также принадлежит главной последовательности (его положение обозначено на диаграмме).

Что же объединяет звезды, принадлежащие главной последовательности? Ведь в этой последовательности есть очень разные звезды: в нижней ее части находятся красные карлики - так называют красноватые, то есть сравнительно холодные, звезды с малой светимостью, в середине - звезды типа нашего Солнца, а в верхней части - голубые гиганты - горячие звезды с огромной светимостью.

Однако у всех этих звезд есть общее свойство: чем выше температура звезды, тем больше ее светимость .

Такая простая взаимосвязь между температурой звезды и ее светимостью может показаться на первый взгляд совершенно очевидной. Однако «очевидности» тут нет, так как существуют звезды с низкой температурой и большой светимостью и наоборот - звезды с высокой температурой и малой светимостью. Именно они и заполняют две другие «населенные» области на диаграмме «температура-светимость». Это «красные гиганты » и «белые карлики ». Что же они собой представляют?

Строение и эволюция Вселенной. 2014

Главная последовательность
Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
Диаграмма «температура-светимость»
Учебник по Физике для 11 класса ->
Голубые гиганты
Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
Красные карлики
Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
Как зависит время жизни звезды от ее массы?
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Главное в главе 9. Звезды, галактики, Вселенная
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Глава 9. Звезды, галактики, Вселенная
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
ФРАНКЛИН БЕНДЖАМИН (1706 - 1790)
Интересное о физике ->
НЬЮТОН ИСААК
Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
От чего можно оттолкнуться, если вокруг ничего нет?
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
С главной последовательности - в красные гиганты
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Вопросы и задания к параграфу § 38. Разнообразие звезд
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Красные гиганты
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Как были определены расстояния до далеких звезд?
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Расстояния до ближайших звезд
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
1. Расстояния до звезд
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Общие свойства планет-гигантов
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Расстояние до Луны
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Главное в главе 5. Оптика
Учебник по Физике для 11 класса -> Электродинамика
Почему мыльные пузыри кажутся разноцветными?
Учебник по Физике для 11 класса -> Электродинамика
Спиральные галактики
Иллюстрации по физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Измерение расстояний до звезд методом параллакса
Иллюстрации по физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Главная оптическая ось
Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
ЭЙНШТЕЙН АЛЬБЕРТ (1879-1955)
Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
ФАРАДЕЙ МАЙКЛ (1791-1867)
Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
ОМ ГЕОРГ СИМОН (1789-1854)
Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
МАКСВЕЛЛ ДЖЕЙМС КЛЕРК (1831-1879)
Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
ЛАНДАУ ЛЕВ ДАВИДОВИЧ (1908-1968)
Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
ГАЛИЛЕЙ ГАЛИЛЕО (1564-1642)
Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
Пример: тормозной путь автомобиля
Иллюстрации по физике для 10 класса -> Кинематика
Ход лабораторной работы 5. Изучение закона сохранения механической энергии
Учебник по Физике для 10 класса -> Лабораторные работы
Ход лабораторной работы 2. Изучение движения тела, брошенного горизонтально
Учебник по Физике для 10 класса -> Лабораторные работы
Поставим опыт к теме Изохорный процесс (при постоянном объеме)
Учебник по Физике для 10 класса ->
Объем газа и температура
Учебник по Физике для 10 класса -> Молекулярная физика и термодинамика
Почему скрипки и гитары имеют продолговатую форму?
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Высота, громкость и тембр звука
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Ультразвук и инфразвук
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Суперпозиция волн
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Гармонические колебания
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Как был открыт закон всемирного тяготения?
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Из-за чего возникает сила трения покоя?
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Решение к задаче 6. Тормозной путь автомобиля
Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
Сценарий Большого Взрыва
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Нейтронные звезды
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Пребывание на главной последовательности
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Белые карлики
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Главное в главе 8. Солнечная система
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Вопросы и задания к параграфу § 37. Природа тел солнечной системы
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
Планеты из «редких» атомов
Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной

Затрагивая в беседах с учениками тему происхождения звезд, философ Сократ сказал: «Все это навсегда останется тайной для смертного, и конечно, самим богам грустно видеть стремление человека разгадать то, что они навсегда скрыли от него». Эти же слова в середине XIX века повторил в своем трактате« Популярная астрономия» Огюст Конт, добавив: «Даже температура их навсегда останется не определена». Конт не дожил всего трех лет до открытия спектрального анализа, позволяющего определить температуру всего, что способно испускать или поглощать свет.

Черное вкрапление в красной туманности («Конская голова») — самая обычная деталь во всех подобных туманностях. «Конская голова» выглядит темной из-за того, что представляет собой плотное облако пыли, расположенное перед яркой туманностью и поглощающее излученный этой туманностью свет. Подобно облакам на нашем небе, это космическое облако случайно приняло такую причудливую форму. В результате внутренних движений вид облака будет меняться, но это станет заметным только через тысячи лет

Большая туманность Ориона (M42,M43) — огромная область звездообразования

Туманность Киля (NGC3372, Розетка) возникла в результате выброса газа и пыли умирающей звездой Эта Киля в течение последних столетий ее жизни

Туманность Улитка (NGC 7293) — очень близкий пример планетарной туманности, возникающей в конце жизненного пути звезды, подобной нашему Солнцу. Газ, выброшенный в окружающее пространство звездой, напоминает завиток спирали

В процессе воссоединения двух протонов один из них превращается в нейтрон и освобождается немного энергии. Получившийся атом из одного нейтрона и одного протона называется дейтерием. Дейтерий заглатывает протон и превращается в ядро изотопа гелия (гелий-3). Далее этот изотоп вступает в соединение с таким же ядром и превращается в ядро гелия-4, испуская при этом два протона и излучая основную в протон-протонной цепочке долю энергии

Сегодня мы знаем о звездах гораздо больше, чем Конт или Сократ. Но если сейчас даже школьник в общих чертах представляет, что такое звезда, то вопрос «откуда берутся звезды» покрыт мраком. Действительно, откуда? Эта статья как раз о том, как рождаются так называемые голубые гиганты — массивные звезды, которые видны на небосклоне невооруженным глазом.

Строительный материал

Молодые звезды, то есть звезды в возрасте от миллиона до нескольких сотен миллионов лет, в основном состоят из водорода. Водород — самый ходовой строительный материал Вселенной, молекулярный кирпичик, который кладется в фундамент самых разнообразных объектов звездного мира: от межгалактического газа до голубых гигантов. Значит, для того чтобы обеспечить рождение звезды, нужно запастись немалым количеством водорода. Но как же собрать в одном месте большую массу этого строительного материала? Откуда он возьмется на бескрайних просторах Вселенной?

Первый этап — межзвездный газ

Пространство между звездами вовсе не абсолютный вакуум, оно заполнено атомами кальция, натрия, кислорода, углерода, довольно сложными молекулами, образующими пылинки, — но большей частью все-таки водородом и гелием. Это так называемый межзвездный газ, который заполняет всю нашу Галактику. Наибольшая концентрация газа — около ее плоскости, в очень тонком слое толщиной в 70 световых лет (а диаметр Галактики около 60 тысяч световых лет). Итак, основа для звезды нашлась. В дальнейшем мы будем говорить именно о нашей Галактике как о самой близкой и лучше всего изученной области Вселенной.

Второй этап — тепловая неустойчивость

Каков же механизм превращения газа в звезду? Если бы здесь был сэр Максвелл, он сказал бы, что однородный газ будет находиться в состоянии неустойчивого теплового равновесия, а значит, в нем неизбежно будут появляться как плотные области (сгущения), так и более разреженные. Хотя область и называется плотной, это название весьма условно, поскольку газ в ней не так уж и плотен: буквально несколько десятков атомов в одном кубическом сантиметре. Сгущения в газе называются газовыми облаками, и мы наблюдаем их как туманности. Газовые облака двигаются, причем средняя их скорость составляет 8 км/с, а самые шустрые разгоняются до 80 км/с. И это не опечатка! Огромная масса газа диаметром в несколько парсек (1пк = 3,26 св. лет или 30 тысяч миллиардов километров) несется по гораздо более разреженной среде со скоростью, превышающей скорость наших космических кораблей. А так как в Галактике очень много таких облаков, то в один прекрасный момент (в галактических масштабах этот момент длится несколько тысяч лет) одно газовое облако сталкивается с другим. Возникшая от этого столкновения ударная волна заставляет газ в столкнувшихся облаках сильно уплотниться, давая начало следующему этапу рождения звезды.

Третий этап — магнитное поле

Газовые облака огромны, но тем не менее их массы недостаточно для рождения звезды. Вещества в них столько же, сколько в нашем Солнце, а нужно — в несколько десятков, сотен раз больше. Что же заставляет межзвездные облака собираться вместе? Оказывается, эту задачу выполняют магнитные галактические поля. Магнитное поле нашей Галактики было открыто в конце сороковых годов прошлого века. Причина возникновения этого поля до сих пор точно не известна. Как и положено всякому уважающему себя полю, оно имеет силовые линии, то есть линии напряженности. Газовые облака могут обычно двигаться только вдоль этих линий. Чтобы понять, как же кучкуются межзвездные облака, представим себе магнитное поле в виде слабо натянутой простыни. Вот мы пускаем по этой простыне маленький мячик от пинг-понга (это наше газопылевое облако): под мячиком простыня оказывается прогнутой сильнее, появляется ямка — прогибаются силовые линии. В ямку начинают скатываться другие мячи (облака), делая ее все глубже и глубже. Такое явление называется неустойчивостью Рэлея-Джинса. То есть достаточно какой-либо первоначальной неоднородности в магнитном поле, например, влетевшего в эту неоднородность облака — и готово: высоко над (или под) плоскостью галактики висит мешок с собранным газом — газово-пылевой комплекс.

Четвертый этап — гравитация

Итак, водорода (и даже не только его) теперь в избытке. Далее в действие вступают механизмы, описанные теорией звездообразования. Основы ее заложил сэр Исаак Ньютон, а дальнейшее развитие теория получила трудами японского астрофизика Хаяши. Если у нас есть однородный газ, то в нем неизбежно начинают образовываться сгущения: места, в которых газа больше, чем в других. Но это уже не тепловая неустойчивость, как в случае с межзвездным газом, а гравитационная. Под действием гравитации к этим первоначальным сгусткам устремляются все новые и новые порции газа. Каждый сгусток — это будущая звезда. Сильно увеличившийся сгусток принимает форму шара, самую устойчивую геометрическую форму. Газовые слои перемешиваются и уплотняются, в центре шара начинает расти давление. Шар постепенно нагревается, постоянно увеличивая свою массу, получая и получая новый строительный материал. На этом этапе протозвезда еще невидима, ее заслоняют собравшиеся вокруг и сильно уплотнившиеся облака. Кстати, разглядеть такие объекты стало возможным только с появлением телескопов, работающих в инфракрасных диапазонах. Но помимо сил гравитации теперь начинают проявляться и другие силы — силы давления газа, которые стремятся растащить шар в разные стороны. Эта вечная борьба сил центробежных с силами центростремительными сопровождает звезду в течение всего времени ее существования. Если в конце концов победят первые, звезда взорвется, и мы увидим вспышку Сверхновой. Если вторые (силы гравитации) — звезда схлопнется сама в себя: появится такой загадочный объект, как черная дыра.

Пятый этап — начало термоядерной реакции

Почему звезда светится? Дело в том, что звезда — это, по сути, термоядерный реактор, в котором освобождается энергия, идущая на излучение звезды и удерживающая ее от превращения в черную дыру, от гравитационного коллапса.

Но для начала термоядерной реакции нужна очень высокая температура — 10 миллионов градусов. И только после того как протозвезда перейдет на термоядерное топливо, она сможет называться молодой звездой. Из каких же источников взять энергию для такого колоссального разогрева? Ведь речь идет о гигантской массе газа, в несколько десятков раз больше массы нашего Солнца!

В самом начале жизни протозвезды вся масса ее вещества вовлечена в движение от центра к поверхности и наоборот, а ее температура не превышает еще четырех тысяч градусов. После нескольких сотен тысяч лет сжатия (иногда меньше) конвекционные потоки слабеют, не заполняют уже всю внутренность протозвезды, а протекают более близко к поверхности. Благодаря этому температура центральной области начинает расти быстрее и примерно через миллион лет после начала сжатия достигает уровня, достаточного для легких термоядерных реакций (превращения ядер лития в бериллий), а затем и для основного протон-протонного цикла. И это уже самая настоящая молодая звезда. (Кстати, время рождения звезды зависит от ее первоначальной массы — массивные протозвезды проходят этапы быстрее.)

Детский сад

В пылевом облаке, конечно, рождается не одна единственная звездочка. Облако огромное, и первоначальных сгущений в нем обычно появляется сразу несколько десятков. Поэтому на небе возникает прекрасный объект из десятков близко расположенных звезд, светящих ярким и молодым голубым светом. Самый замечательный пример такого звездного скопления — Плеяды, небольшой островок, «детский сад звезд» в созвездии Тельца. В крупные телескопы и сейчас вокруг этих звезд видны остатки неиспользованной пыли. Пример газопылевого комплекса, в котором звезды находятся на завершающей стадии рождения, это туманность Ориона в одноименном созвездии. Кстати, самые яркие звезды созвездия Ориона произошли из одного пылевого облака, но из-за вращения нашей Галактики начали разбегаться и теперь удалены друг от друга на несколько световых лет. В туманности Змееносца звезды только появляются на свет. Они скрыты от нас огромными пылевыми облаками, коконами, в центре которых и происходит сжатие протозвезды в звезду. Конечно, в процессах рождения звезд остается еще очень много вопросов, ответы на которые должны дать следующие поколения исследователей. Надеюсь, эти ответы будут получены раньше, чем погаснут сверкающие сейчас на ночном небе звезды.