НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

Глава V. Межзвездная среда - этап в эволюции вещества галактик

33. Эволюция звезд

Рассмотрим теперь более подробно различные подсистемы нашей Галактики. Большую часть массы составляет сферическая подсистема, состоящая в основном из субкарликов, шаровых скоплений и переменных звезд некоторых типов. Число их сильно увеличивается к центру. Другой крайней подсистемой является плоская, состоящая из газа и звезд, образующих спиральную структуру. К ним относятся горячие гиганты и сверхгиганты, звезды типа Т Тельца и другие. Кроме того, выделяют три промежуточных подсистемы. Одна из них по составу звезд близка к сферической, другая к плоской - в нее входит большинство звезд главной последовательности, начиная с класса А. К пятой подсистеме относят звезды галактического ядра, планетарные туманности, новые звезды и некоторые переменные.

Различие плоских и сферических подсистем имеет эволюционный смысл. Нагляднее всего это различие проявляется в том, как они заполняют диаграмму спектр- светимость (или цвет - светимость), называемую диаграммой Гершпрунга - Рессела. На рис. 38 представлена схематическая сводная диаграмма нескольких галактических скоплений, принадлежащих к плоской подсистеме (простые линии), и двух шаровых скоплений (двойные линии), входящих в сферическую подсистему.

Нижние части главных последовательностей галактических скоплений (кроме тех, о которых будет сказано ниже) практически совпадают, а верхние различны.

Рис. 38. Сводная диаграмма цвет - светимость для галактических и двух шаровых скоплений (по А. Сандейджу)
Рис. 38. Сводная диаграмма цвет - светимость для галактических и двух шаровых скоплений (по А. Сандейджу)

Прежде всего они различаются светимостью наиболее ярких звезд. В то время как скопление NGC 2362 и двойное скопление h и χ Персея содержат голубые сверхгиганты с абсолютной величиной - 6m, в Плеядах абсолютная величина самых ярких звезд главной последовательности равна - 2m,5, в Гиадах и Яслях +lm,0 а в М 67 +3m,5.О. Струве (США) еще давно объяснил эту особенность, предположив, что разные скопления имеют разный возраст. Поскольку гиганты и сверхгиганты излучают на единицу массы в сотни раз больше энергии, чем звезды средней светимости, они должны значительно скорее исчерпать свои запасы и перейти в другую стадию эволюции. Таким образом, чем старше скопление, тем более слабые звезды успели проэволюционировать и сойти с главной последовательности. О том, как начинается отход звезд от главной последовательности, дает некоторое представление другая особенность диаграммы. Верхние концы главной последовательности каждого скопления как бы отщепляются в правую сторону. Это означает, что звезды, до которых дошла очередь, отходят со своих мест вверх и вправо, т. е. делаются ярче и краснее.

Кроме звезд главной последовательности, почти каждое скопление имеет ветвь красных гигантов, которая расположена тем выше, чем моложе скопление. Как правило, эта ветвь не соединяется с главной последовательностью, причем разрыв тем больше, чем выше он находится. Однако в случае М 67 ветвь может быть прослежена на всем протяжении.

Диаграммы для шаровых скоплений на первый взгляд не похожи на диаграммы галактических скоплений (рис. 38). В действительности, различие не так велико. Отрезки их "главных" последовательностей коротки потому, что в этих далеких скоплениях более слабые звезды (нижний конец) не могут быть измерены, а на верхнем конце звезды с абсолютной величиной ярче чем +3m уже перешли в другую стадию. Это значит, что шаровые скопления - очень старые образования. "Главные" последовательности шаровых скоплений расположены несколько ниже, чем у галактических, причем у разных скоплений они не совпадают. Они состоят не из карликов, подобных Солнцу, а из субкарликов, которые составляют основную массу звезд сферической подсистемы и всей Галактики вообще. Шаровые скопления имеют хорошо развитые ветви красных гигантов, похожие на ветвь в М 67, но состоящие из более ярких звезд. Кроме того, шаровые скопления М 3 и М 92 имеют еще горизонтальные ветви белых звезд, перерывы в которой не означают отсутствие звезд, а соответствуют переменным звездам типа скоплений - они не имеют постоянной яркости и потому их нельзя точно нанести на диаграмму. Интересно, что старые галактические скопления такой ветви не имеют.

Почти все основные особенности диаграмм в последние годы нашли в общих чертах объяснение в работах многих ученых, в том числе М. Шварцшильда, А. Сандейджа, Р. Тейлора, Е. Салпетера (США) и др. В настоящее время теория эволюции звезд быстро развивается, и многие представления еще изменятся. Поэтому здесь будут упомянуты только некоторые основные идеи.

Согласно современным представлениям, звезды на ранней стадии являются сравнительно плотными непрозрачными газовыми шарами, сжимающимися под действием тяготения. От сжатия температура во внутренних частях звезды растет. Сначала скорости атомных ядер еще недостаточны, чтобы преодолеть электростатическое отталкивание и проникнуть в другое ядро. Когда же температура переходит за миллион градусов, начинается первая термоядерная реакция, в которой участвуют ядра тяжелого водорода - дейтерия. Захватывая ядра водорода (обычного или тяжелого), дейтерий превращается в Не3 или в тритий Н3. При этом выделяется энергия, несколько замедляющая сжатие. Однако содержание дейтерия невелико - в несколько тысяч раз меньше, чем водорода, поэтому он быстро "выгорает" в ядре, и сжатие продолжается. С повышением температуры соответственно до 3, 4 и 6 миллионов градусов начинаются реакции с легкими элементами Li, Be и В, которые также превращаются в ядра гелия, но эти мало распространенные элементы быстро выгорают, почти не повлияв на процесс сжатия.

При температуре около 7 млн. градусов начинается водородная реакция - столкновение двух протонов приводит к образованию дейтерия, который затем переходит в Не3 и Не4. Поскольку водород является самым обильным элементом, эта реакция может продолжаться очень долго; чем выше температура, тем быстрее выделяется энергия. Следовательно, по мере сжатия звезды увеличиваются и центральная температура и выделение энергии. Когда температура становится настолько высокой, что газовое давление может уравновесить тяготение, сжатие останавливается, т. е. звезда приходит в равновесие. На диаграмме Герцшпрунга - Рессела этому состоянию соответствует главная последовательность, точнее - ее нижняя кромка. Чем массивнее звезда, тем выше должна быть ее центральная температура для противодействия гравитационному сжатию, следовательно тем больше выделение энергии в центре и больше светимость звезды. Это объясняет существование зависимости масса - светимость для главной последовательности: светимость пропорциональна кубу массы.

Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга - Рессела зависит не только от массы, но и от ее химического состава, от относительного содержания тяжелых элементов. Поглощение радиации внутри звезд производится главным образом тяжелыми элементами (начиная с углерода). Поэтому в звезде той же массы и структуры, но с большим содержанием тяжелых элементов поглощение будет больше, а это приведет к увеличению температуры в центре, подобно тому как теплоизоляция электронагревательного элемента приводит к увеличению его температуры. Увеличение же температуры в центре увеличивает выделение энергии и светимость звезды, которая таким образом оказывается выше главной последовательности. Основываясь на подобных соображениях, А, Г. Масевич (СССР) считает, что по крайней мере часть субгигантов, расположенных между гигантами и главной последовательностью, представляет собой звезды, подобные звездам главной последовательности, но с самого образования имеющими повышенное содержание тяжелых элементов. Напротив, низкое содержание тяжелых элементов приведет к тому, что звезда окажется под главной последовательностью. Как будет видно из дальнейшего, именно этим объясняется положение субкарликов на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.

Итак, вернемся к звезде со средним химическим составом, подобным солнечному, которая в результате сжатия оказалась в некоторой точке главной последовательности. Если ее масса меньше двух масс Солнца, основную энергию дает водородная реакция, а в более массивных звездах, центральная температура которых превосходит 20 млн. градусов,- углеродно-азотный цикл. В этом цикле четыре протона последовательно присоединяются к ядру углерода, а выросшее ядро распадается затем на углерод и гелий.

Запасы водорода постепенно уменьшаются, вследствие чего уменьшается выход энергии, что приводит к сжатию. В результате центральная температура повышается, и выход энергии увеличивается несмотря на меньшее содержание водорода. Поэтому звезда все время остается в равновесии, если не считать очень медленного сжатия, необходимого для роста температуры в центре.

Выделение энергии при углеродном цикле очень сильно увеличивается при нагреве - оно пропорционально семнадцатой степени температуры. Это приводит к неустойчивости в центральной области массивных звезд с углеродной реакцией. Действительно, пусть температура Т под действием той или другой причины немного повысилась. Выделение энергии увеличится как Т17. Куда денется избыток энергии? Часть его будет унесена излучением. Однако эта часть будет не очень велика, потому что энергия излучения пропорциональна только Т4. Остальная энергия будет оставаться в центре, и температура начнет повышаться, а вместе с ней будет увеличиваться выход энергии, которая не может быть унесена излучением. Перепад температуры будет расти до тех пор, пока не начнется конвекция - движения масс газа, переносящие энергию в более внешние слои. При обычных условиях конвекция охватывает небольшую часть объема звезды.

В результате ядерных реакций центральная часть звезд постепенно обогащается гелием за счет водорода, в то время как внешняя часть сохраняет первоначальный химический состав. Молекулярный вес в центре увеличивается, газ становится более "тяжелым", и для его поддержания требуется более высокая температура. Рост температуры в ядре звезды постепенно увеличивает выделение энергии, так что светимость звезды медленно увеличивается. Запасы водорода велики, поэтому эволюция звезды, подобной Солнцу, происходит очень медленно. Например, по расчетам М. Шварцшильда и др., сейчас в ядре Солнца около 30% всей массы газа составляет водород, 59 % гелий и менее 1 % остальные элементы, в то время как в начале своей эволюции, судя по составу внешних слоев, оно содержало 68% водорода и 31 % гелия. Такая эволюция у звезды типа Солнца должна была занять около 4,5 млрд. лет. Следовательно, Солнце вступило на главную последовательность около 4,5 млрд. лет назад. В то время оно было примерно на 0m,5 слабее, чем сейчас.

Звезды-карлики, расположенные ниже Солнца на главной последовательности, излучают меньше энергии, и следовательно, сожгли еще меньшую часть водорода в ядре. С другой стороны, массивные звезды-гиганты, светимость которых в тысячи раз больше солнечной, должны израсходовать водород в ядре за несколько миллионов лет. Здесь нужно сделать одно замечание. До сих пор молчаливо предполагалось, что масса звезды не изменяется с того момента, как она вступила на главную последовательность. Большинство авторов теперь придерживается этого взгляда. Однако В. Г. Фесенков (СССР) высказал ранее предположение, что звезды могут в процессе эволюции терять массу путем так называемого корпускулярного излучения, подобно тому как Солнце теряет незначительную массу, выбрасывая потоки частиц, которые производят на Земле полярные сияния и магнитные бури. При этом звезда должна на диаграмме спускаться вниз по главной последовательности. Подробные расчеты эволюции звезд с убывающей массой проводила А. Г. Масевич (СССР). Она показала, что при однородном химическом составе звезды, т. е. при полном перемешивании вещества в ней, звезда может, при определенном законе потери массы, эволюционировать вдоль главной последовательности. Если же перемешивание не полное или совсем отсутствует, то звезда будет отклоняться в область, расположенную выше главной последовательности. А. Г. Масевич считает, что гипотеза об эволюции некоторой части горячих звезд (масса которых превышает 2 - 3 массы Солнца) с потерей вещества лучше согласуется с наблюдениями, чем гипотеза об эволюции всех звезд с постоянной массой. Наличие красных сверхгигантов в скоплении, где есть звезды класса О, и отсутствие их в более старых скоплениях, говорит о том, что значительная часть горячих звезд переходит в красные сверхгиганты, сохраняя в основном большую массу. Э. Р. Мустель (СССР) подсчитал, что если 0-звезды сбрасывают массу с такой скоростью, которая требуется для эволюции их вдоль главной последовательности, то этот выброшенный газ, "сгребая" межзвездную материю, должен образовать полые светящиеся оболочки вокруг тех звезд, которые находятся в облаках, что не наблюдается. По-видимому, большинство О-звезд не сбрасывают массу с такой скоростью, которая требуется для эволюции вдоль главной последовательности, хотя, конечно, некоторые звезды из-за быстрого вращения и других причин могут сбрасывать значительную массу. Большинство звезд ранних классов сбрасывает массу с меньшей скоростью.

Возвратимся к эволюции звезды. Рано или поздно, в зависимости от массы, наступает время, когда водород в ядре почти исчерпан 1. Этот "сгоревший" водород составляет у самых массивных звезд более половины его общего запаса в них, а у самых "легких" звезд - около 12%. Реакция в ядре замедляется и ядро сжимается, что приводит к дальнейшему увеличению температуры ядра и окружающих его слоев газа. У менее массивных звезд повышение температуры ядра происходит медленно, а плотность растет до десятков килограммов в 1 см3. Размеры ядра в конце периода сжатия лишь в два-три раза больше размеров Земли. Вещество в ядре обладает рядом необычных свойств, его состояние называется вырожденным. Повышение температуры в тонком слое вокруг ядра, где водород еще сохранился, приводит к тому, что там начинается выделение энергии. По мере того как водород вокруг ядра выгорает, слой, в котором идут реакции, перемещается в более внешние части звезды. С другой стороны, лишенное источников энергии ядро продолжает сжиматься, и температура его медленно растет. В течение этого периода светимость и размеры звезды растут 2 таким образом, что она перемещается на диаграмме вверх и вправо, становясь холодным гигантом. Превращение происходит плавно, поэтому в старом скоплении М 67 наблюдаются звезды, образующие непрерывный переход от главной последовательности к красным гигантам. У массивных звезд сжатие ядра приводит не к вырождению, а к быстрому разогреву. При этом оболочка расширяется столь быстро, что такие звезды не наблюдаются в процессе расширения, и на диаграмме Герцшпрунга - Рессела имеется разрыв, тем больший, чем больше масса (или светимость) звезды. К концу расширения в оболочке появляются бурные движения, звезда становится типичным красным гигантом, который медленно расширяется 1. Будучи красным гигантом, звезда излучает в несколько раз больше энергии, чем прежде, поэтому ее эволюция происходит быстрее, чем на главной последовательности.

1 (Для звезды с массой, равной ста солнечным, время сгорания водорода в ядре - 3 млн. лет, для Солнца - 10 млрд. лет)

2 (Размеры растут из-за того, что растет перепад температуры от горячих окрестностей ядра к поверхности, что заставляет газ расширяться)

3 (В. А. Крат (СССР), исходя из того, что в двойных звездах класса О более массивный и, следовательно, более проэволюционировавший компонент часто является звездой Вольф-Райе, считает, что последние представляют собой одну из стадий развития обычных О-звезд)

Итак, "легкая" звезда медленно, а массивная скачком переходят в состояние очень протяженного красного гиганта с маленьким ядром, температура которого растет. Когда она достигает 100 - 140 млн. градусов, в ядре начинается новая реакция - превращение гелия в С12 и затем в О16. Выделение энергии в ядре, где реакций до того не было, должно нарушить равновесие звезды. По-видимому, разогревающееся ядро должно на некоторое время расшириться, причем ранее вырожденный газ перейдет в обычное состояние. На периферии ядра, где еще имеется водород, могут идти реакции соединения образовавшихся тяжелых атомов с протонами. При этом будут образовываться различные атомы и изотопы - преимущественно С13, О17, у которых имеется один слабо связанный с ядром нейтрон - частица с массой, близкой к массе протона, но без заряда. Этот "лишний" нейтрон отрывается и легко захватывается другими ядрами, что приводит к постепенному усложнению атомов, к образованию все более тяжелых элементов.

Самые тяжелые элементы так образоваться не могут, потому что при постепенном росте атомы должны пройти через состояние неустойчивых радиоактивных изотопов, которые распадутся (выбрасывая ядра гелия) раньше, чем успеют присоединить следующий нейтрон. По мнению Д. Гринстейна (США), Ф. Хойля (Англия) и некоторых других, тяжелые элементы образуются при вспышках сверхновых звезд, которые до некоторой степени аналогичны атомному взрыву. Взрыв происходит из-за цепных реакций, при которых образуется очень большое количество нейтронов. Эти нейтроны захватываются атомами так часто, что неустойчивые ядра не успевают распасться, а захват следующего нейтрона делает их устойчивыми, т. е. если и имеется радиоактивность, то она сводится к испусканию электронов. В результате образуются тяжелые и даже трансурановые элементы, открытые, как известно, в атомных реакторах. Сверхновых звезд сравнительно мало - они дают примерно 0,5% общей массы выброшенного газа. Это согласуется с тем фактом, что относительное содержание тяжелых элементов в Галактике очень мало.

Дальнейшая эволюция звезды пока совершенно неясна. Возможно, что на этой стадии образуются звезды с резкими аномалиями химического состава и с другими особенностями, которые не нашли объяснения в рамках описанной схемы. Конечным результатом эволюции в большинстве случаев должно быть сбрасывание разреженной оболочки и образование белых карликов - очень плотных звезд, лишенных источников энергии и постепенно остывающих. Температура внутри белых карликов еще очень высока, водород практически всюду, кроме тонкого поверхностного слоя, выгорел. Состоят они в основном из гелия и более тяжелых элементов. Светимость их мала, поэтому остывают они медленно, в течение миллиардов лет. Недавно были открыты значительно более слабые "белые карлики" - уже остывшие объекты с поверхностной температурой около 4000°. Разумеется, цвет их уже не белый, а красный. Охлаждение до такой температуры требует приблизительно 8 млрд. лет, т. е. значительно больше, чем возраст Солнца.

Важным фактом, подтверждающим представление о том. что белые карлики являются конечным продуктом эволюции, является наличие их в большом числе в более старых скоплениях Гиады и Ясли, и отсутствие в сравнительно молодых Плеядах. Для превращения в белый карлик звезда должна сбросить внешнюю протяженную оболочку. Некоторые исследователи считают, что это происходит путем вспышки новой звезды. А. Дейч (США) обнаружил истечение газа из красных гигантов и сверхгигантов. Д. Гринстейн считает, что часть вещества рассеивается, когда звезда является нестационарным красным гигантом, а часть - в ранней стадии белого карлика. По мнению И. С. Шкловского, внешняя оболочка гиганта отделяется от плотного горячего ядра в виде планетарной туманности. Возможно, что при различных условиях, массе и химическом составе это превращение идет разными путями. Важно, что во всех случаях часть массы звезды (иногда очень значительная) рассеивается, причем содержание тяжелых элементов в этом газе больше, чем в веществе, из которого сформировалась первоначально звезда.

Кроме белых карликов, конечным продуктом эволюции могут быть и другие типы небольших горячих звезд (преимущественно сферической подсистемы). Эти звезды могут еще сохранить ядерные источники энергии.

Вернемся теперь к диаграмме светимость - спектр для шаровых скоплений. Как уже говорилось, "главную последовательность" образуют звезды-субкарлики с массой меньше, чем 1,3 М©. Более массивные звезды уже успели покинуть ее. Это значит, что возраст шаровых скоплений - около 8 - 9 млрд. лет. Ветвь гигантов в общем похожа на ветвь в галактическом скоплении М 67, но расположена она выше - гиганты в шаровом скоплении ярче, чем такие же звезды в М 67, примерно на три звездные величины. Эта особенность, так же как и наличие горизонтальной ветви, является следствием другого, более существенного различия, впервые обнаруженного А. Дейчем (США). Оказалось, что в спектрах звезд сферических подсистем линии металлов и других тяжелых элементов слабее, чем у звезд той же температуры, входящих в плоскую подсистему, т. е. содержание тяжелых элементов по отношению к водороду в сферической подсистеме раз в 10 - 20 меньше, чем в плоской. С другой стороны, содержание этих элементов в молодых горячих звездах плоских подсистем, по некоторым данным, в 2 - 3 раза больше, чем в Солнце, а в старых звездах промежуточных подсистем - в 2-10 раз меньше. В спектре Млечного Пути, в направлении центра Галактики линии металлов слабее, чем в противоположном направлении из-за концентрации звезд сферических подсистем к центру. В центре туманности Андромеды линии металлов тоже ослаблены, но меньше, чем в шаровых скоплениях.

Различное содержание тяжелых элементов влияет на коэффициент поглощения и, следовательно, на структуру звезды. Оно объясняет и несовпадение главных последовательностей (субкарлики в шаровых скоплениях), и различную яркость красных гигантов, и своеобразие типов и периодов переменных звезд в разных подсистемах Галактики. По-видимому, оно же обусловливает и наличие горизонтальной ветви на диаграмме шаровых скоплений. Причина различия химического состава будет разобрана в следующем разделе.

До сих пор рассматривалась эволюция звезды с того момента, когда она оказалась на главной последовательности. Однако имеются некоторые данные, относящиеся к очень молодым скоплениям, звезды которых еще не достигли главной последовательности. П. П. Паренаго (СССР) исследовал скопление, находящееся в туманности Ориона. Оказалось, что горячие звезды находятся на главной последовательности. Но звезды менее яркие расположены правее ее, причем отклонение тем больше, чем меньше яркость. Звезды в этой части не образовывали четкой последовательности, как в обычных скоплениях, а были сильно рассеяны. М. Уокер (США) нашел еще два таких скопления. Эти данные говорили о том, что менее массивные звезды еще не успели окончательно сжаться до равновесного состояния. В этом случае размеры звезды больше нормального, так что энергия, вырабатываемая в центре, излучается с большей поверхности, что приводит к более низкой температуре последней. Большой разброс точек даже для звезд одинаковой массы обусловлен, по-видимому, различием возраста звезд, которое существенно, когда все звезды еще молоды. Интересно, что многие из сжимающихся звезд имеют яркие линии водорода, они относятся к уже упоминавшимся нестационарным звездам типа Т Тельца, в которых появляется нетепловая эмиссия. Это еще раз подтверждает, что звезды типа Т Тельца являются формирующимися звездами.

Менее массивные звезды должны находиться в еще более ранней стадии развития, представляя собой сравнительно холодные разреженные объекты, в которых большая часть водорода еще не ионизована. Такие объекты должны излучать линию 21 см. Это излучение обнаружил Ф. Дрейк (США). Чем старее скопление, тем меньше в нем нейтрального водорода. Количество газа согласуется с теоретически ожидаемыми значениями. Это является сильным доводом в пользу гипотезы об образовании звезд из газа.

Основным материалом, на котором основана теория эволюции звезд, служили диаграммы скоплений. Однако звездные ассоциации тоже дали много интересных сведений. Возраст ассоциации можно определить по ее расширению. Статистическое рассмотрение показало, что звезды класса О и сверхгиганты других классов встречаются только в самых молодых ассоциациях, возраст которых меньше 10 млн. лет. Во многих случаях ассоциацию можно разделить (А. Блаау, Голландия) на более плотную часть, связанную с межзвездными облаками, и более рассеянную часть, свободную от газа. В рассеянной части нет очень горячих звезд. По мнению Блаау, это означает, что рассеянная часть более старая. Возможно, однако, что из-за меньшей плотности там образуются звезды с меньшей массой. Различные звезды в ассоциации имеют разный возраст. Часто в сравнительно старой (7 - 10 млн. лет) ассоциации имеются звезды с возрастом от 1 до 5 млн. лет. Это подтверждает представление В. А. Амбарцумяна о том, что звезды в ассоциациях образуются в разное время и в разных местах.

П. Н. Холопов (СССР), исследуя различные ассоциации, пришел к выводу, что нет оснований противопоставлять О- и Т-ассоциации. Все О-ассоциации являются одновременно Т-ассоциациями. В то же. время существуют Т-ассоциации, не содержащие О-, а иногда и В-звезд. Это еще раз говорит о том, что звезды всех 'масс образуются в едином процессе.

До сих пор говорилось о влиянии на эволюцию звезд таких их свойств, как химический состав и особенно масса. Кроме того, существенным фактором является вращение звезд. Оно было впервые обнаружено Г. А. Шайном (СССР) и О. Струве (США) по расширению линий в спектрах звезд. Было доказано, что более горячие звезды - от О до А - вращаются гораздо быстрее, чем более холодные. Сам по себе этот факт имеет большое космогоническое значение. Вращение влияет на условия образования звезд, в частности, определяет появление двойных и кратных систем. Оно влияет на характер внутренних движений, следовательно, и на перемешивание разных слоев. В некоторых случаях оно способствует истечению вещества с поверхности. В свою очередь, истечение вещества замедляет скорость вращения звезд. Космогоническое значение вращения рассматривалось В. А. Кратом, Д. Я. Мартыновым (СССР) и другими учеными. Мы не будем останавливаться на этом подробно, так как вращение меньше связано с межзвездной средой.

предыдущая главасодержаниеследующая глава







© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ 'Библиотека по астрономии и космонавтике'

Рейтинг@Mail.ru Rambler s Top100