Звезды и их судьба: комплексное астрофизическое исследование эволюции, нуклеосинтеза и нерешенных загадок Вселенной

В бескрайних просторах космоса звезды предстают не просто далекими мерцающими точками, а фундаментальными кирпичиками Вселенной, архитекторами химического разнообразия и источниками энергии, позволяющими существовать галактикам и планетным системам. Их жизненный цикл, от рождения в холодных газопылевых облаках до драматического финала в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр, является одной из самых захватывающих и глубоких областей изучения в современной астрофизике. Понимание эволюции звезд не только раскрывает механизмы, формирующие наблюдаемую нами картину космоса, но и позволяет заглянуть в прошлое и будущее Вселенной, разгадать тайны происхождения элементов, из которых состоим мы сами и все, что нас окружает.

Целью данного исследования является разработка всестороннего и актуального обзора темы «Звезды и их судьба». Мы стремимся значительно расширить и обновить базовые представления, акцентируя внимание на современных астрофизических концепциях, детализированных этапах звездной эволюции, их конечных состояниях и критической роли в нуклеосинтезе и химической эволюции Вселенной. Особое внимание будет уделено новейшим наблюдательным методам и ключевым открытиям, таким как гравитационно-волновая астрономия и результаты работы телескопа «Джеймс Уэбб», а также актуальным нерешенным загадкам, включая природу темной материи и темной энергии. Задачи исследования включают раскрытие физических характеристик звезд, анализ их жизненного цикла в зависимости от массы, описание конечных состояний, детальное изучение процессов нуклеосинтеза, обзор современных методов исследования и освещение текущих проблем астрофизики.

Введение в звездную астрофизику

Чтобы понять грандиозную драму звездной эволюции, необходимо сначала разобраться в основе — их физических характеристиках и внутреннем устройстве, ведь звезды — это не просто светящиеся шары газа, а сложнейшие природные термоядерные реакторы, чья структура и поведение определяются тонким балансом между гравитацией, давлением и излучением.

Определение звезды и основные параметры

В своей сути, звезда — это массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором либо происходят, либо происходили, либо в перспективе будут происходить термоядерные реакции. Эта формулировка охватывает не только звезды главной последовательности, но и протозвезды, еще не зажегшиеся полностью, и уже угасшие белые карлики.

Основными характеристиками, определяющими «личность» звезды, являются ее масса, химический состав и возраст. Эти параметры тесно взаимосвязаны и диктуют весь ее жизненный путь.

• Масса: Самый фундаментальный параметр, определяющий судьбу звезды. Она варьируется от скромных 0,02 масс Солнца (M_☉) для самых мелких красных карликов, едва способных поддерживать термоядерные реакции, до колоссальных 100 M_☉ и более для сверхгигантов. Масса напрямую влияет на светимость, температуру, радиус и продолжительность жизни звезды.
• Светимость: Полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Этот параметр имеет ошеломляющий диапазон. Например, самые слабые красные карлики могут излучать всего 10^-5 солнечной светимости (L_☉), тогда как самые массивные и горячие звезды — до 10⁶ L_☉. Такая разница в десять порядков величины подчеркивает невероятное разнообразие звездной природы.
• Температура поверхности: Определяется по спектральному распределению излучения звезды. Именно температура обусловливает ее цвет. Горячие голубовато-белые звезды, такие как звезды спектрального класса O, могут достигать температур до 30 000 K и выше. В противовес им, наиболее холодные красные звезды (спектральный класс M), подобные Проксиме Центавра, имеют температуру порядка 2500 K.
• Радиус: Также сильно варьируется. От миниатюрных 0,01 радиуса Солнца (R_☉) для некоторых белых карликов до колоссальных 3⋅10³ R_☉ для красных сверхгигантов, которые могли бы поглотить орбиты нескольких внутренних планет нашей Солнечной системы.

Химический состав и его эволюция

Химический состав звезды — это своего рода ее «генетический код», отражающий условия, в которых она родилась, и историю ее эволюции. В подавляющем большинстве звезд преобладают легчайшие элементы, унаследованные от Большого взрыва: водород (около 65-70% по массе) и гелий (около 28-35%). На долю всех остальных, «тяжелых» элементов (в астрономии к ним относят все, что тяжелее гелия) приходится не более 1% массы звезды.

Однако эта доля не статична. Химический состав — это не только индикатор рождения, но и отражение возраста звезды. В самых старых звездах, принадлежащих к так называемому населению II, количество тяжелых элементов крайне мало, не превышая 0,1%. Это потому, что они сформировались из почти девственного вещества ранней Вселенной, еще не обогащенного продуктами звездного нуклеосинтеза. В противовес им, молодые звезды, такие как наше Солнце, относящиеся к населению I, формируются из газа, уже прошедшего через несколько циклов звездообразования и обогащенного тяжелыми элементами, выброшенными предыдущими поколениями звезд. В таких звездах содержание металлов может доходить до 4%. Этот процесс накопления тяжелых элементов в межзвездной среде и галактиках называется химической эволюцией Вселенной, и звезды играют в нем ключевую роль.

Внутреннее строение: ядро, зоны переноса энергии

Под сверкающей поверхностью звезды скрывается сложная, динамическая структура. Большинство звезд состоят из трех основных слоев, каждый из которых играет свою уникальную роль в процессе производства и передачи энергии:

1. Ядро: Это сердце звезды, где царят экстремальные условия — высочайшие температуры (миллионы и десятки миллионов Кельвинов) и плотности. Именно здесь протекают термоядерные реакции, превращающие легкие элементы в более тяжелые и выделяющие колоссальное количество энергии.
2. Зона лучистого переноса: Вокруг ядра располагается область, где энергия преимущественно переносится к периферии за счет излучения фотонов. Фотоны многократно поглощаются и переизлучаются атомами вещества, медленно прокладывая свой путь наружу.
3. Конвективная зона: В этой внешней области энергия переносится за счет перемещения самого вещества. Горячие потоки газа поднимаются к поверхности, отдают свою энергию и, охладившись, опускаются обратно, создавая циркуляционные ячейки, подобные кипящей воде.

Интересно, что доминирующий механизм переноса энергии — лучистый или конвективный — зависит от массы звезды.

• Звезды с массой от 0,3 до 1,5 M_☉ (включая Солнце): В их центральной части доминирует лучистый перенос энергии, обеспечивая стабильное и медленное высвобождение тепла. Внешние же слои заняты конвективной зоной, где энергия «вскипает» к поверхности.
• Более массивные звезды (более 1,5 M_☉): У них картина обратная. Центральная часть занята конвективной зоной, активно перемешивающей термоядерное топливо, что приводит к более интенсивному горению. Внешняя часть этих звезд характеризуется лучистым переносом.

Плотность вещества звезды поражает воображение и резко увеличивается по мере приближения к ее центру. В центре нашего Солнца плотность может быть в 100 раз больше плотности воды, достигая примерно 150 г/см³. Но это лишь «начало» по сравнению с конечными состояниями звезд. В центрах белых карликов плотность может достигать ошеломляющих 10⁶ г/см³, что эквивалентно 1000 тонн в кубическом сантиметре! Это почти в миллион раз превосходит плотность звезд главной последовательности, демонстрируя, какие экстремальные состояния может принимать материя.

Спектральная классификация и классы светимости

Для систематизации огромного разнообразия звезд астрономы разработали две ключевые системы классификации: спектральную и по классам светимости.

Спектральная классификация (гарвардская система) основывается на температуре поверхности звезды и особенностях ее спектра, который является отпечатком химического состава и физических условий в ее атмосфере. Основные спектральные классы обозначаются латинскими буквами: O, B, A, F, G, K, M.

Спектральный класс	Цвет	Температура поверхности (K)	Примеры звезд
O	Голубовато-белый	>30 000	Дзета Ориона
B	Голубовато-белый	10 000 – 30 000	Спика, Ригель
A	Белый	7 500 – 10 000	Сириус, Вега
F	Желтовато-белый	6 000 – 7 500	Полярная, Процион
G	Желтый	5 200 – 6 000	Солнце, Капелла
K	Оранжевый	3 700 – 5 200	Арктур, Альдебаран
M	Красный	<3 700	Бетельгейзе, Проксима Центавра

Классы светимости (йеркская система) дополняют спектральную классификацию, отражая различия в размерах и светимости звезд, относящихся к одному спектральному классу. Они обозначаются римскими цифрами:

• I: Сверхгиганты (например, Бетельгейзе, Ригель)
• II: Яркие гиганты
• III: Гиганты (например, Арктур)
• IV: Субгиганты
• V: Звезды главной последовательности (карлики, например, Солнце)
• VI: Субкарлики
• VII: Белые карлики (например, Сириус B)

Таким образом, наше Солнце классифицируется как G2V — желтый карлик главной последовательности с температурой около 5800 K. Эта комплексная система позволяет астрономам точно определять место каждой звезды в обширном каталоге космических объектов и предсказывать ее эволюционный путь.

Этапы звездной эволюции: жизненный цикл в зависимости от массы

Жизнь звезды — это эпическая сага, растянувшаяся на миллионы или даже триллионы лет, в которой физические параметры объекта непрерывно меняются. Эти изменения обусловлены сложным взаимодействием термоядерных реакций в недрах, излучением энергии и неизбежной потерей массы. Именно эволюция звезд является краеугольным камнем современной астрофизики, объясняющей происхождение галактик, планет и, в конечном итоге, самой жизни.

Формирование звезд: от газопылевых облаков к протозвездам

Путешествие звезды начинается в самых безмятежных и, казалось бы, безжизненных уголках космоса — в холодных, разреженных облаках межзвездного газа и пыли. Эти колоссальные структуры, иногда простирающиеся на световые годы, состоят преимущественно из водорода и гелия. Под воздействием собственной гравитации, а иногда и внешних возмущений (например, ударных волн от взрывов сверхновых или столкновений галактик), некоторые участки таких облаков начинают сжиматься. Этот процесс, известный как гравитационная неустойчивость, приводит к уплотнению вещества и его постепенному разогреву.

По мере сжатия образуются более плотные сгустки, которые называют протозвездами. Внутри протозвезды гравитационное давление продолжает расти, температура и плотность в ее центре неуклонно повышаются. Несмотря на отсутствие полноценных термоядерных реакций, протозвезда уже светится за счет гравитационного сжатия. Этот этап может длиться от нескольких сотен тысяч до десятков миллионов лет, в зависимости от начальной массы протозвезды. Кульминация наступает, когда температура и давление в ядре достигают критических значений, достаточных для запуска устойчивых термоядерных реакций синтеза гелия из водорода. В этот момент протозвезда «зажигается» и становится полноценной звездой, вступая на новый, самый продолжительный этап своего существования — главную последовательность.

Главная последовательность: «активная жизнь» звезды

Главная последовательность — это стадия, на которой звезда проводит подавляющую часть своей жизни, около 90% от общей продолжительности. На этом этапе в ее ядре активно протекают реакции термоядерного синтеза водорода в гелий, обеспечивая стабильное равновесие между гравитационным сжатием и давлением излучения, создаваемым этими реакциями.

Характеристики звезды на главной последовательности напрямую зависят от ее начальной массы, которая определяет интенсивность термоядерных реакций, а следовательно, температуру, радиус и светимость звезды. И чем массивнее звезда, тем быстрее она «сжигает» свое ядерное топливо и тем короче ее жизнь на главной последовательности.

Рассмотрим эту зависимость на конкретных примерах:

• Солнце (1 M_☉): Наше светило, звезда средней массы, проведет на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Сейчас Солнцу около 4,6 миллиарда лет, то есть оно находится примерно в середине своего пути.
• Красные карлики (0,1-0,5 M_☉): Эти звезды, самые распространенные во Вселенной, отличаются поразительной долговечностью. Из-за низкой массы и, соответственно, медленных термоядерных реакций, они могут существовать десятки или даже сотни миллиардов лет. Самые мелкие из них теоретически способны «гореть» до 10 триллионов лет, что значительно превышает текущий возраст Вселенной. Это означает, что ни один красный карлик, когда-либо родившийся, еще не успел сойти с главной последовательности.
• Массивные звезды (10 M_☉): В отличие от красных карликов, эти гиганты живут стремительной и яркой жизнью. Их огромная масса обуславливает интенсивные термоядерные реакции, поэтому они остаются на главной последовательности всего 20-40 миллионов лет.
• Сверхмассивные звезды (100-150 M_☉): Самые тяжелые и горячие звезды — настоящие «космические спринтеры». Их существование на главной последовательности измеряется всего 1-2 миллионами лет. Они сжигают свое топливо так быстро, что их жизнь — это лишь мгновение по космическим меркам.

Пост-главная последовательность: красные гиганты и сверхгиганты

Когда запасы водорода в ядре звезды истощаются, термоядерные реакции прекращаются. Это событие знаменует собой «схождение с главной последовательности» и начало качественно нового этапа эволюции. Ядро звезды, лишившись источника энергии, начинает сжиматься под действием гравитации и разогревается. Этот разогрев, в свою очередь, приводит к запуску водородного горения в слое, окружающем сжимающееся ядро. Выделяющаяся энергия вызывает колоссальное расширение внешних слоев звезды, их охлаждение и покраснение. Так звезда превращается в красного гиганта.

Красные гиганты — это звезды поздних спектральных классов (K и M), характеризующиеся:

• Большими радиусами: От 10 до 200 радиусов Солнца (R_☉). Если бы Солнце стало красным гигантом, оно поглотило бы орбиты Меркурия, Венеры и, возможно, Земли.
• Высокими светимостями: От 10² до 10⁴ солнечных светимостей (L_☉), несмотря на относительно низкую температуру поверхности.
• Относительно низкими температурами: В диапазоне 3000-5000 K, что и придает им характерный красноватый оттенок.

Стадия красного гиганта относительно коротка, составляя не более 10% от всего срока жизни звезды.

Дальнейшая эволюция после стадии красного гиганта также определяется начальной массой звезды:

• Звезды средней массы (например, Солнце): После стадии красного гиганта могут проходить через несколько переходных этапов, таких как субгиганты, горизонтальная ветвь (где начинается горение гелия в ядре), голубая петля (кратковременное возвращение к более горячим температурам) и, наконец, асимптотическая ветвь гигантов (где гелий горит в слое вокруг углеродно-кислородного ядра, а водород — в еще более внешнем слое). Эти стадии характеризуются сложными изменениями радиуса, температуры и светимости, часто сопровождающимися потерей массы.
• Массивные звезды (более 10 M_☉): Проходят еще более драматические трансформации, превращаясь в красных сверхгигантов. Эти звезды значительно крупнее обычных красных гигантов, с радиусами, измеряемыми сотнями и даже тысячами R_☉ (например, Бетельгейзе). В их недрах последовательно «сгорают» все более тяжелые элементы, вплоть до железа, что приводит к многослойной структуре ядра.

Эволюция тесных двойных звездных систем

До сих пор мы рассматривали эволюцию одиночных звезд, но значительная часть звезд во Вселенной существует в двойных или кратных системах. Когда две звезды находятся достаточно близко друг к другу, их эволюция может кардинально отличаться от эволюции одиночных звезд. В так называемых тесных двойных системах происходит перетекание вещества с одной звезды на другую.

Это явление возникает, когда одна из звезд расширяется до такой степени, что ее внешние слои выходят за пределы своей полости Роша — области вокруг звезды, где ее гравитация доминирует над гравитацией ее компаньона. Вещество начинает перетекать к звезде-компаньону, образуя аккреционный диск. Этот процесс имеет глубокие последствия:

• Изменение массы: Перете��ание вещества может значительно изменить массы обеих звезд. «Донор» теряет массу, а «аккретор» ее набирает, что напрямую влияет на их эволюционный путь. Звезда, которая изначально была менее массивной, может «обогнать» своего компаньона по массе и первой эволюционировать в конечную стадию.
• Нестандартные конечные состояния: Перетекание массы может приводить к образованию экзотических объектов, таких как белые карлики, превышающие предел Чандрасекара и взрывающиеся как сверхновые типа Ia, или к рождению миллисекундных пульсаров.
• Влияние на наблюдаемые параметры: Двойные системы часто демонстрируют переменность блеска, рентгеновское излучение и другие феномены, которые являются прямым следствием перетекания вещества.

Изучение эволюции тесных двойных систем представляет собой сложную, но крайне важную область астрофизики, позволяющую объяснять множество наблюдаемых явлений и расширять наше понимание звездных судеб.

Конечные состояния звезд: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры

Финал жизненного пути звезды — это кульминация ее эволюции, которая всегда определяется одним ключевым параметром: ее начальной массой. Именно этот фактор диктует, какой величественный или драматический финал ожидает небесное тело.

Белые карлики: пределы и свойства

Для звезд с относительно небольшой или средней массой — до 8 M_☉ (или, по некоторым моделям, менее 10 M_☉) — эволюция завершается относительно спокойно. После того как такие звезды исчерпывают свое ядерное топливо и сбрасывают внешние газовые оболочки (образуя планетарные туманности), на их месте остается компактное, очень плотное и горячее ядро — белый карлик.

Белые карлики состоят преимущественно из гелия, углерода и кислорода, образовавшихся в ходе термоядерных реакций. В них прекратились все термоядерные реакции, и их свечение обусловлено лишь медленным остыванием накопленной энергии. Это «мертвые» звезды, которые постепенно остывают, превращаясь в «черных карликов» — гипотетические объекты, которые пока не обнаружены из-за невероятно долгого времени их остывания, превышающего возраст Вселенной.

Ключевой характеристикой белых карликов является их плотность и предел массы:

• Плотность: Достигает экстремальных значений, вплоть до 10⁶ г/см³. Это означает, что один кубический сантиметр вещества белого карлика весит около тонны.
• Предел Чандрасекара: Масса белого карлика не может превышать примерно 1,4 M_☉. Этот фундаментальный предел обусловлен давлением вырожденного электронного газа, которое является единственной силой, способной противостоять гравитационному коллапсу звезды после прекращения термоядерных реакций. Если масса ядра звезды превышает этот предел, вырожденный электронный газ не может больше удерживать звезду от сжатия, и она обречена на дальнейший коллапс.

Сверхновые: космические катаклизмы

Для более массивных звезд финал жизни становится настоящим космическим катаклизмом — вспышкой сверхновой. Это одни из самых мощных и влиятельных явлений во Вселенной, которые играют критически важную роль в химической эволюции галактик.

Существует два основных механизма вспышек сверхновых:

1. Коллапс ядра массивной звезды (Сверхновые типа II): Звезды с начальной массой более 8 M_☉ (и до 20 M_☉) в ходе своей эволюции последовательно синтезируют все более тяжелые элементы вплоть до железа. Ядро, состоящее из железа, не может поддерживать термоядерные реакции, так как синтез элементов тяжелее железа уже не выделяет, а поглощает энергию. Когда масса железного ядра превышает предел Чандрасекара, оно катастрофически коллапсирует под действием собственной гравитации, превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру. Этот коллапс сопровождается отскоком внешних слоев звезды, порождая мощнейшую ударную волну, которая сбрасывает эти слои в окружающее пространство.
2. Термоядерный взрыв белого карлика в двойной системе (Сверхновые типа Ia): В тесной двойной системе белый карлик может аккрецировать вещество от своей звезды-компаньона. По мере накопления массы белый карлик приближается к пределу Чандрасекара. Достигнув этой критической точки, углеродно-кислородное ядро белого карлика подвергается взрывному термоядерному горению, что приводит к полному разрушению звезды. В отличие от сверхновых типа II, от сверхновой типа Ia не остается никакого компактного остатка.

Вспышки сверхновых сопровождаются колоссальным выбросом энергии, достигающим от 10⁴⁴ до 10⁴⁷ Дж (или 10⁵¹-10⁵⁴ эрг), что эквивалентно энергии, вырабатываемой Солнцем за миллиарды лет. При этом может быть выброшена оболочка массой порядка 0,3–1 M_☉ (для сверхновых типа I), обогащенная тяжелыми элементами, которые рассеиваются в межзвездную среду.

Сверхновые типа Ia имеют особое значение в космологии: поскольку они всегда взрываются, достигнув одной и той же критической массы, их абсолютная светимость в момент пика примерно одинакова. Это делает их «стандартными свечами», которые астрономы используют для измерения космических расстояний до далеких галактик, что, в свою очередь, позволило открыть ускоренное расширение Вселенной.

Нейтронные звезды: плотные «физические лаборатории»

Если начальная масса звезды была в пределах 8-20 M_☉, то после взрыва сверхновой типа II на месте коллапсировавшего ядра остается еще более экзотический и плотный объект — нейтронная звезда. Это сверхплотные объекты, которые представляют собой остатки звездной эволюции, масса которых сравнима с массой Солнца, но типичный радиус составляет всего 10-20 километров.

Их внутреннее строение уникально: они состоят в основном из нейтронной сердцевины, покрытой тонкой корой из тяжелых атомных ядер и электронов. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует не давление вырожденного электронного газа, как в белых карликах, а давление вырожденного нейтронного газа. Этот эффект возникает, когда нейтроны настолько плотно упакованы, что квантовые законы не позволяют им занимать одно и то же квантовое состояние, создавая мощное сопротивление сжатию.

Существует также предел Оппенгеймера-Волкова, который определяет максимальное значение массы нейтронной звезды. Точное значение этого предела до сих пор является предметом активных исследований, но оно не превышает 3 M_☉. Если масса коллапсирующего ядра превышает этот предел, то даже давление вырожденного нейтронного газа не может остановить гравитационный коллапс, и объект превращается в черную дыру.

Многие нейтронные звезды обладают уникальными характеристиками:

• Высокая скорость вращения: Благодаря сохранению углового момента при коллапсе, многие нейтронные звезды вращаются чрезвычайно быстро — до нескольких сотен оборотов в секунду.
• Сильнейшие магнитные поля: Их магнитные поля также экстремальны, достигая до 10¹¹ Тл (Тесла).
• Пульсары: Если ось магнитного поля нейтронной звезды не совпадает с осью ее вращения, то направленные пучки радиоизлучения периодически «проносятся» мимо Земли, создавая эффект «космического маяка». Такие нейтронные звезды называются пульсарами.

Нейтронные звезды являются не только удивительными объектами сами по себе, но и уникальными «физическими лабораториями» в космосе. Их экстремальные условия позволяют ученым проверять передовые физические теории, включая общую теорию относительности Эйнштейна, квантовую хромодинамику и теории элементарных частиц, в условиях, недостижимых на Земле.

Черные дыры звездной массы

Самый драматичный и загадочный финал звездной эволюции ожидает гигантские звезды с начальной массой более 20-45 M_☉ (или более 3 M_☉ для остаточного ядра). После того как в их ядре исчерпывается ядерное топливо и происходит взрыв сверхновой, остаточное ядро оказывается настолько массивным, что даже давление вырожденного нейтронного газа не в силах остановить гравитационный коллапс. Вся масса схлопывается в бесконечно малую точку — сингулярность, создавая объект с настолько мощной гравитацией, что ничто, даже свет, не может покинуть его пределы. Это и есть черная дыра звездной массы.

Гравитационное поле черной дыры настолько сильно, что формирует вокруг себя «горизонт событий» — невидимую границу, за пределами которой возвращение невозможно. Несмотря на свою невидимость, черные дыры обнаруживаются по их гравитационному воздействию на соседние звезды, по аккреционным дискам из горячего газа, испускающего рентгеновское излучение, и, как мы увидим далее, по гравитационным волнам, возникающим при их слияниях. Черные дыры звездной массы являются конечным состоянием для самых массивных звезд, завершая их грандиозное космическое путешествие в полной тайне.

Нуклеосинтез и химическая эволюция Вселенной

Заглядывая в глубины космоса, мы видим не просто скопления света, но и историю рождения и трансформации материи. Звезды — это не только светила, но и алхимики Вселенной, ответственные за создание большинства химических элементов. Процесс их образования, нуклеосинтез, объясняет удивительное разнообразие и распространенность элементов и их изотопов.

Стадии нуклеосинтеза

История формирования химических элементов делится на три основные, качественно различные стадии:

1. Первичный (космологический) нуклеосинтез: Этот процесс происходил в первые несколько минут после Большого взрыва, когда Вселенная была чрезвычайно горячей и плотной. В условиях быстрого расширения и охлаждения сформировались только легчайшие элементы:
   • Водород (≈75% массы Вселенной)
   • Гелий-4 (≈25% массы Вселенной)
   • А также следовые количества дейтерия (тяжелого водорода), гелия-3 и лития-7.

   Все более тяжелые элементы не могли образоваться в значимых количествах из-за слишком короткого времени и быстрого падения температуры.

2. Звездный нуклеосинтез: Это основной механизм образования тяжелых элементов, протекающий в недрах звезд в течение их «жизни» (спокойное горение) и при их драматической «смерти» (взрывы сверхновых). Именно этот процесс является главным источником элементов, из которых состоят планеты и, в конечном итоге, живые организмы.
3. Нуклеосинтез под действием космических лучей: Этот процесс отвечает за образование некоторых легких элементов, таких как литий, бериллий и бор. Он происходит не в звездах, а в межзвездной среде, когда ядра тяжелых элементов (например, углерода или кислорода) сталкиваются с высокоэнергетическими космическими лучами и расщепляются на более легкие фрагменты.

Звездный нуклеосинтез: от водорода до железа

В течение своей активной жизни на главной последовательности звезды являются гигантскими термоядерными реакторами. Основным источником их энергии является синтез гелия-4 из водорода. В зависимости от массы звезды, этот процесс протекает по двум основным путям:

• Протон-протонный (p-p) цикл: Доминирует в звездах с массой, сравнимой с Солнцем или меньше. В этом цикле четыре ядра водорода (протона) последовательно превращаются в одно ядро гелия-4.
• CNO-цикл (углеродно-азотно-кислородный цикл): Более эффективен в звездах, более массивных, чем Солнце. Здесь углерод, азот и кислород выступают как катализаторы, ускоряя превращение водорода в гелий.

После того как водород в ядре звезды исчерпывается, а температура и плотность продолжают расти, запускается последовательное «горение» более тяжелых элементов в так называемых «слоевых» или «оболочечных» реакциях:

1. Горение гелия: При температурах около 100 миллионов Кельвинов ядра гелия (альфа-частицы) сливаются, образуя углерод (¹²C) и кислород (¹⁶O) в ходе тройного альфа-процесса.
2. Горение углерода, неона, кислорода и кремния: В массивных звездах, где достигаются еще более высокие температуры и давления (сотни миллионов и миллиарды Кельвинов), последовательно «горят» эти элементы, образуя все более тяжелые ядра.
3. Образование элементов железного пика: Этот процесс продолжается до тех пор, пока в ядре звезды не образуются элементы группы железа, такие как железо (Fe) и никель (Ni). Именно железо является критической точкой: синтез элементов тяжелее железа уже не выделяет, а поглощает энергию, что делает дальнейшие термоядерные реакции невозможными в условиях термодинамического равновесия.

Образование элементов тяжелее железа: роль сверхновых и слияний нейтронных звезд

Если синтез элементов до железа происходит в «спокойном» режиме горения звезд, то образование всего спектра элементов тяжелее железа требует гораздо более экстремальных условий. Здесь в игру вступают грандиозные космические события — взрывы сверхновых и слияния нейтронных звезд.

Эти катастрофические явления обеспечивают условия для взрывного нуклеосинтеза и процессов захвата нейтронов и протонов:

• r-процесс (быстрый захват нейтронов): Происходит во время коллапса ядра массивной звезды при взрыве сверхновой (типа II) и, что особенно важно, при слияниях нейтронных звезд (как это было зарегистрировано в событии GW170817). В этих условиях поток нейтронов настолько интенсивен, что ядра могут быстро захватывать множество нейтронов прежде, чем они успевают распасться. Это приводит к образованию самых тяжелых элементов, таких как золото, платина, уран, торий и иридий. Открытие гравитационных волн от слияния нейтронных звезд (GW170817), сопровождавшееся наблюдением килоновой (оптического излучения, богатого тяжелыми элементами), стало прямым подтверждением того, что именно такие события являются основным источником тяжелых металлов во Вселенной.
• s-процесс (медленный захват нейтронов): Происходит в красных гигантах и асимптотической ветви гигантов. Нейтроны захватываются ядрами медленнее, позволяя им распадаться между захватами. Этот процесс образует около половины элементов тяжелее железа, таких как барий, стронций и свинец.
• p-процесс (захват протонов): Более редкий процесс, который, как полагают, происходит в условиях сверхновых и создает некоторые редкие изотопы тяжелых элементов, богатые протонами.

Таким образом, взрывы сверхновых являются основным источником тяжелых элементов во Вселенной. Они не только создают эти элементы, но и рассеивают их в межзвездную среду, обогащая ее и способствуя формированию новых поколений звезд, планетных систем и, в конечном итоге, жизни. В частности, термоядерные сверхновые (тип Ia) производят большое количество элементов группы железа. В целом, можно утверждать, что большинство элементов таблицы Менделеева (за исключением первичных водорода и гелия) в неравных долях образовалось при взрывах сверхновых звезд либо при слиянии нейтронных звезд.

Химическая эволюция галактик

Химическая эволюция галактики — это непрерывная история накопления в ней атомов всех химических элементов, рожденных в звездных процессах. Звезды рождаются из межзвездного газа, обогащают его тяжелыми элементами в процессе своей жизни и смерти, а затем этот обогащенный газ становится строительным материалом для следующих поколений звезд.

С течением времени в галактиках ожидается увеличение содержания атомов элементов, не рожденных в процессе Большого взрыва. Однако этот процесс нелинеен и сложен. Четкой, простой зависимости между возрастом галактики и ее химическим составом не наблюдается из-за множества динамических факторов:

• Перемешивание: Газ и пыль постоянно перемешиваются в межзвездной среде, распределяя тяжелые элементы.
• Приток и отток вещества: Галактики могут аккрецировать свежий, «девственный» газ из межгалактической среды, или, наоборот, выбрасывать обогащенный тяжелыми элементами газ в окружающее пространство под действием звездных ветров и сверхновых.
• Различные темпы звездообразования: В разных областях галактики или в разные эпохи темпы звездообразования могут сильно различаться, влияя на локальное обогащение элементами.

Несмотря на эту сложность, общий тренд к увеличению металличности (содержания тяжелых элементов) с течением времени прослеживается, что является фундаментальным подтверждением звездного нуклеосинтеза.

Последние открытия: JWST и ранняя химическая эволюция

Последние данные, полученные с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST), начинают бросать вызов некоторым устоявшимся представлениям о химической эволюции ранней Вселенной. В частности, открытие древней галактики JADES-GS-z14-0, существовавшей менее чем через 300 миллионов лет после Большого взрыва, с неожиданно сложным химическим составом (включая заметное присутствие кислорода), может изменить наше понимание формирования первых галактик.

До этого считалось, что первые звезды были бедны металлами (т.н. население III), а обогащение тяжелыми элементами происходило постепенно. Обнаружение кислорода на столь ранней стадии свидетельствует о том, что:

• Звездообразование могло быть более ранним и активным: Первые поколения массивных звезд, быстро производящих и выбрасывающих тяжелые элементы, могли появиться раньше, чем предполагалось.
• Ранняя Вселенная была более «химически развитой»: Это указывает на более быструю химическую эволюцию и способность ранних галактик эффективно производить и распространять тяжелые элементы, необходимы�� для формирования планет и, возможно, ранних форм жизни.

Эти наблюдения заставляют пересматривать модели образования первых галактик и химического обогащения Вселенной, демонстрируя, как новые данные продолжают уточнять нашу космическую историю.

Современные методы исследования звезд и ключевые открытия

Понимание звездной эволюции и нуклеосинтеза стало возможным благодаря постоянному развитию наблюдательных технологий и теоретических моделей. Современная астрофизика располагает обширным арсеналом инструментов и методов, позволяющих заглянуть в самые отдаленные уголки космоса и раскрыть тайны небесных светил.

Наблюдательные методы: от спектрального анализа до гравитационных волн

Основная информация о звездах поступает к нам в виде электромагнитного излучения. Анализируя этот свет, астрономы могут получить огромное количество данных:

• Спектральный анализ: Это фундаментальный метод, позволяющий «разложить» свет звезды на составляющие его длины волн. По наличию и интенсивности различных спектральных линий можно с высокой точностью определить:
  • Температуру поверхности: Распределение интенсивности излучения по длинам волн напрямую связано с температурой.
  • Химический состав: Каждый химический элемент имеет свой уникальный «отпечаток» в спектре, поглощая или излучая свет на определенных длинах волн.
  • Светимость: Используя спектральные линии, можно оценить абсолютную светимость звезды, а затем и расстояние до нее.
  • Радиальная скорость: Смещение спектральных линий (эффект Доплера) указывает на скорость движения звезды по направлению к нам или от нас.

Развитие технологий позволило вести наблюдения в различных диапазонах электромагнитного спектра — от радиоволн до гамма-лучей, каждый из которых открывает уникальный взгляд на разные аспекты звездных процессов.

• Радиоастрономия: Позволяет изучать холодные газопылевые облака, где рождаются звезды, а также пульсары и остатки сверхновых.
• Инфракрасная астрономия: Проникает сквозь пылевые облака, раскрывая протозвезды и молодые звездные скопления.
• Оптическая астрономия: Классический метод, изучающий свет видимого диапазона.
• Ультрафиолетовая, рентгеновская и гамма-астрономия: Используются для изучения высокоэнергетических процессов, таких как аккреция вещества на черные дыры и нейтронные звезды, вспышки сверхновых и активные галактические ядра.

Эра экзопланет: поиск миров у других звезд

Переломный момент в астрономии наступил в 1995 году с открытием первой подтвержденной экзопланеты — 51 Pegasi b, вращающейся вокруг звезды, похожей на Солнце. Это событие ознаменовало новую эру, превратив звезды из просто далеких точек света в потенциальные дома для других миров. С тех пор были обнаружены тысячи экзопланет, что кардинально изменило наше представление о распространенности планетных систем во Вселенной.

Для обнаружения экзопланет используются два основных метода:

• Метод радиальных скоростей (доплеровский метод): Основан на эффекте Доплера. Планета, вращаясь вокруг звезды, вызывает небольшие гравитационные «колебания» звезды. Эти колебания приводят к незначительному изменению скорости звезды по отношению к наблюдателю, что проявляется в периодическом смещении спектральных линий звезды (красное или синее смещение). Спектрограф ELODIE на наземной обсерватории От-Прованс сыграл ключевую роль в открытии 51 Pegasi b.
• Транзитный метод: Основан на регистрации небольшого, но периодического падения светимости звезды, когда планета проходит перед ней с точки зрения наблюдателя (транзит). Этот метод позволяет определить размер планеты и параметры ее орбиты. Именно транзитный метод стал основой для работы космических телескопов «Кеплер» и TESS.

Эти методы, дополненные прямым наблюдением и гравитационным микролинзированием, позволяют не только обнаруживать экзопланеты, но и изучать их массы, радиусы, орбиты и даже атмосферы.

Космические телескопы: «Хаббл» и «Джеймс Уэбб»

Космические телескопы революционизировали астрономию, позволяя получать изображения и спектры с беспрецедентной четкостью, свободные от искажений земной атмосферы.

• Космический телескоп «Хаббл» (HST): Запущенный в 1990 году, «Хаббл» на протяжении десятилетий был «глазами человечества» в космосе, предоставляя потрясающие изображения далеких галактик, туманностей и звездных систем. Он внес неоценимый вклад в изучение звездных популяций, эволюции галактик и измерение постоянной Хаббла.
• Космический телескоп «Джеймс Уэбб» (JWST): Запущенный в 2021 году, JWST стал следующим поколением космических обсерваторий, специализирующимся на инфракрасном диапазоне. Его беспрецедентная чувствительность и разрешение позволяют:
  • Изучать атмосферы экзопланет: Определять их химический состав и искать биосигнатуры.
  • Наблюдать самые далекие и древние галактики: Заглядывать в эпоху формирования первых звезд и галактик, всего через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва.
  • Реконструировать историю расширения Вселенной: Уточнять космологические модели.

Гравитационно-волновая астрономия: «новое окно» во Вселенную

Одним из самых революционных открытий XXI века стало появление гравитационно-волновой астрономии. Эта новая область изучает космические объекты не по электромагнитному излучению, а путем регистрации их гравитационного излучения — малейших искривлений пространства-времени, распространяющихся со скоростью света.

История началась с триумфа:

• 14 сентября 2015 года: Детекторы LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) впервые непосредственно наблюдали гравитационные волны, порожденные слиянием двух черных дыр. Это событие, получившее обозначение GW150914, было официально объявлено 11 февраля 2016 года и стало прямым подтверждением общей теории относительности Эйнштейна и существования черных дыр.
• 17 августа 2017 года: Был зарегистрирован первый гравитационно-волновой всплеск от слияния двух нейтронных звезд — событие GW170817. Это было мультимессенджерное событие, поскольку помимо гравитационных волн, астрономы наблюдали и электромагнитное излучение (гамма-лучи, рентгеновское излучение, видимый свет, радиоволны) от этого же источника.
• Август 2019 года: Детекторы LIGO и Virgo (европейский аналог LIGO) зарегистрировали слияние нейтронной звезды и черной дыры (событие S190814bv), что стало еще одним подтверждением разнообразия экстремальных космических катаклизмов.

Эти открытия открыли «новое окно» во Вселенную, позволяя изучать процессы, невидимые в электромагнитном спектре. Гравитационно-волновая астрономия дала новые данные о:

• Происхождении тяжелых элементов: Слияния нейтронных звезд (как в случае GW170817) являются основным местом действия r-процесса, подтверждая их роль в образовании золота, платины и других тяжелых металлов.
• Гамма-лучевых всплесках: Быстрые гамма-всплески теперь связывают со слияниями компактных объектов.
• Существовании черных дыр: Гравитационные волны напрямую подтвердили их реальность и позволили изучать их массы и спины.

Эти прорывы демонстрируют, как астрономия продолжает расширять свои горизонты, используя все новые «чувства» для исследования Вселенной.

Нерешенные загадки и актуальные направления исследований в звездной астрофизике

Несмотря на колоссальные успехи в понимании звезд, многие фундаментальные вопросы остаются без ответа, открывая широкое поле для будущих исследований. Некоторые из этих загадок связаны не только со звездами, но и с более широкими космологическими проблемами.

Фундаментальные вопросы звездной физики

Даже в казалось бы хорошо изученной области звездной физики существуют глубокие нерешенные проблемы:

• Происхождение звездного спектра масс: Почему звезды рождаются с определенным распределением масс (т.н. начальная функция масс)? Какие физические механизмы определяют, сколько вещества аккрецирует протозвезда, чтобы стать карликом, гигантом или сверхмассивным объектом? Понимание этого распределения критически важно для моделирования эволюции галактик.
• Механизмы генерации магнитных полей звездами: Многие звезды обладают сильными магнитными полями, которые играют ключевую роль в различных процессах, от звездных вспышек до формирования планетных систем. Однако точные механизмы «звездного динамо», генерирующие эти поля, до сих пор не до конца понятны.
• Проблема нагрева солнечной короны: Температура внешней атмосферы Солнца, короны, достигает миллионов градусов Кельвина, в то время как температура фотосферы (поверхности) составляет всего около 6000 K. Механизм, ответственный за такой колоссальный нагрев короны (возможно, связанный с магнитными полями и волнами), является одной из старейших нерешенных проблем солнечной физики.

Природа темной материи

Одной из самых главных и глубоких загадок современной космологии является природа темной материи. Это невидимое вещество не участвует в электромагнитном взаимодействии, а значит, недоступно прямому наблюдению. Однако ее существование убедительно подтверждается гравитационным воздействием на видимые объекты:

• Аномально высокие скорости вращения галактик: Звезды на периферии галактик вращаются гораздо быстрее, чем это предсказывается массой видимого вещества. Это указывает на наличие невидимой «скрытой» массы, удерживающей их.
• Гравитационное линзирование: Искривление света от далеких объектов при прохождении через скопления галактик оказывается сильнее, чем если бы эти скопления состояли только из видимой материи.
• Структура крупномасштабной Вселенной: Моделирование образования галактик и их скоплений требует наличия темной материи для объяснения наблюдаемой крупномасштабной структуры.

Темная материя составляет около 27% общей массы-энергии Вселенной, значительно превосходя долю обычной (барионной) материи. Ее состав и природа остаются неизвестными. Гипотеза о WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles — слабо взаимодействующие массивные частицы) является одной из наиболее популярных, но многочисленные эксперименты по их прямому обнаружению пока не увенчались успехом. Существуют также альтернативные теории, сомневающиеся в ее существовании, предлагающие модификации гравитации на больших масштабах. Исследования динамики темной материи включают рассмотрение динамического трения обычных объектов о темную материю и аккреции темной материи на компактные объекты (черные дыры и звездные системы).

Природа темной энергии и ускоренное расширение Вселенной

Еще более загадочным компонентом нашей Вселенной является темная энергия, составляющая около 68% ее массы-энергии. Именно темная энергия ответственна за наблюдаемое ускоренное расширение Вселенной. Это означает, что не только Вселенная расширяется, но и скорость этого расширения увеличивается со временем.

Стандартная космологическая модель ΛCDM предполагает, что темная энергия является космологической постоянной (Λ), то есть ее плотность остается неизменной во времени и пространстве. Однако последние исследования начинают ставить под сомнение эту аксиому:

• Результаты проекта DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), опубликованные в марте 2025 года на основе данных за первые три года наблюдений, предполагают, что плотность темной энергии могла меняться со временем. Эти данные, объединенные с другими измерениями (реликтовый микроволновый фон, сверхновые типа Ia, слабое гравитационное линзирование), дают намеки на ослабление или эволюцию темной энергии. Статистическая значимость этих результатов варьируется от 2,8 до 4,2 сигма, что пока не достигает «золотого стандарта» в 5 сигма для окончательного открытия, но указывает на растущее количество доказательств.
• Если плотность темной энергии действительно меняется, это будет иметь глубочайшие последствия для судьбы Вселенной. Это может означать, что в далеком будущем расширение либо ускорится еще больше, приведя к «Большому разрыву» (Big Rip), либо замедлится, или даже сменится сжатием.

Гипотеза «космологически связанных черных дыр» (CCBH) и «темные звезды»

В свете этих загадок появляются смелые и новаторские гипотезы:

• Гипотеза о «космологически связанных черных дырах» (CCBH): Предполагает, что черные дыры могут преобразовывать вещество мертвых звезд в темную энергию, и, таким образом, количество темной энергии во Вселенной растет вместе со звездообразованием и формированием черных дыр. Эта теория могла бы объяснить, почему темная энергия доминирует в современной Вселенной, и предложить новую связь между микроскопическими процессами коллапса звезд и крупномасштабной космологической эволюцией.
• Концепция «темных звезд»: Это гипотетические объекты, которые могли существовать в ранней Вселенной. Они состояли бы преимущественно из обычной материи, но их основным источником энергии было бы не термоядерное горение, а аннигиляция аккрецированной темной материи в их ядрах. Если бы эти звезды были достаточно массивными, они могли бы быть очень яркими и долгоживущими. «Темные звезды» предлагают потенциальное объяснение ранних ярких объектов, наблюдаемых телескопом «Джеймс Уэбб», которые кажутся слишком массивными и яркими для своего возраста, если бы они питались только термоядерными реакциями.

Нейтронные звезды как инструмент познания

Нейтронные звезды продолжают оставаться в центре внимания исследователей не только как конечные состояния звезд, но и как уникальные «физические лаборатории». Их экстремальные условия — невероятная плотность, сверхсильные магнитные поля, быстрые вращения — позволяют проверять самые передовые физические теории:

• Проверка общей теории относительности: Изучение гравитационных волн от слияний нейтронных звезд, а также динамики двойных пульсаров, позволяет с беспрецедентной точностью проверять предсказания теории гравитации Эйнштейна.
• Изучение состояния сверхплотного вещества: В недрах нейтронных звезд вещество находится в состояниях, которые невозможно воспроизвести на Земле. Изучение их свойств позволяет глубже понять ядерную физику, фазовые переходы и возможное существование экзотических состояний материи, таких как кварк-глюонная плазма.
• Поиск новых элементарных частиц: Некоторые теории предсказывают существование новых частиц, которые могут влиять на свойства нейтронных звезд, делая их потенциальным «полигоном» для их обнаружения.

Эти нерешенные загадки и актуальные направления исследований демонстрируют, что астрофизика звезд остается одной из самых динамичных и захватывающих областей науки, постоянно расширяющей границы нашего понимания Вселенной.

Заключение

Путешествие по жизненному циклу звезд, от их рождения в межзвездных облаках до драматического финала в виде компактных объектов, раскрывает перед нами одну из самых грандиозных и фундаментальных историй во Вселенной. Звезды — это не просто источники света и тепла; они являются космическими алхимиками, формирующими все химические элементы тяжелее водорода и гелия, из которых состоят планеты, астероиды и, в конечном итоге, мы сами.

Мы детально рассмотрели физические характеристики звезд, такие как масса, светимость, температура и радиус, подчеркнув их определяющую роль в эволюционном пути. Глубокое погружение во внутреннее строение звезд выявило сложную и динамичную структуру из ядра, лучистой и конвективной зон, где механизмы переноса энергии тонко настраиваются в зависимости от звездной массы. Спектральная классификация и классы светимости оказались незаменимыми инструментами для систематизации и понимания разнообразия звездного населения.

Анализ этапов звездной эволюции показал, как масса звезды определяет ее судьбу: от неимоверной долговечности красных карликов на главной последовательности до стремительной и яркой жизни массивных сверхгигантов. Отдельное внимание было уделено сложной эволюции звезд в тесных двойных системах, где перетекание вещества может кардинально изменить их индивидуальные траектории.

Конечные состояния звезд — белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры — предстали как кульминация этого эволюционного процесса, каждый со своими уникальными физическими свойствами и пределами. Взрывы сверхновых, особенно типа Ia, были представлены не только как колоссальные космические катаклизмы, но и как незаменимые «стандартные свечи» для измерения космических расстояний. Нейтронные звезды, с их экстремальной плотностью и уникальными проявлениями в виде пульсаров, оказались не просто остатками, но и бесценными «физическими лабораториями» для проверки фундаментальных теорий.

Исследование нуклеосинтеза и химической эволюции Вселенной ярко продемонстрировало, что звезды являются главными архитекторами химического разнообразия. От первичного синтеза легких элементов после Большого взрыва до образования всех элементов тяжелее железа в сверхновых и слияниях нейтронных звезд — звезды обеспечивают непрерывное обогащение межзвездной среды, что критически важно для формирования новых поколений звезд и планет. Новейшие открытия телескопа «Джеймс Уэбб», указывающие на раннее появление тяжелых элементов, бросают вызов устоявшимся моделям, подчеркивая динамичность этой области.

Наконец, мы представили арсенал современных методов исследования, от классического спектрального анализа до революционной гравитационно-волновой астрономии, которая открыла «новое окно» во Вселенную, позволив напрямую наблюдать слияния черных дыр и нейтронных звезд. Эти открытия, наряду с исследованиями экзопланет и наблюдениями космических телескопов, значительно расширили наше понимание звездных процессов и их роли в космосе.

Несмотря на все достигнутые успехи, звездная астрофизика по-прежнему сталкивается с глубокими нерешенными загадками, такими как происхождение звездного спектра масс, механизмы генерации магнитных полей, проблема нагрева солнечной короны, а также фундаментальные тайны темной материи и темной энергии. Последние данные проекта DESI, намекающие на эволюцию темной энергии, и гипотезы о «космологически связанных черных дырах» и «темных звездах» демонстрируют, что эта область находится на переднем крае научных открытий.

В заключение, изучение звезд и их судьбы — это постоянно развивающаяся, междисциплинарная область, которая объединяет физику, химию и космологию. Перспективы дальнейших исследований огромны: от более точных наблюдений с помощью новых поколений телескопов и детекторов гравитационных волн до разработки передовых теоретических моделей. Продолжение этого пути не только углубит наше понимание звезд как отдельных объектов, но и раскроет их центральную роль в великой космической истории — истории формирования Вселенной, галактик и, возможно, жизни за пределами Земли.

Список использованной литературы

1. Бабушкин А. Н. Современные концепции естествознания. 2000.
2. Шкловский И. С. Вселенная. Жизнь. Разум. 1987.
3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 1984.
4. Эволюция звезд – кратко основные теории, её этапы и конечные стадии (физика, 11 класс) // Образовака. URL: https://obrazovaka.ru/fizika/evolyuciya-zvezd-kratko-osnovnye-teorii-ee-etapy-i-konechnye-stadii.html (дата обращения: 09.10.2025).
5. Звезды и их физические характеристики // blog.tutoronline.ru. URL: https://blog.tutoronline.ru/zvezdy-i-ih-fizicheskie-harakteristiki (дата обращения: 09.10.2025).
6. Основные характеристики звезд // fizika-light.ru. URL: https://fizika-light.ru/lection/3-osnovnye-harakteristiki-zvezd (дата обращения: 09.10.2025).
7. Звезды // Физика-light. fizika-light.ru. URL: https://fizika-light.ru/lection/zvezdy (дата обращения: 09.10.2025).
8. Красные гигантские звезды: Storyboard That является руководством по астрономии (2025) // Storyboard That. URL: https://www.storyboardthat.com/ru/lesson-plans/astronomy-guide/%D0%BA%D1%80%D0%B0%D1%81%D0%BD%D1%8B%D0%B5-%D0%B3%D0%B8%D0%B3%D0%B0%D0%BD%D1%82%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B5-%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D1%8B (дата обращения: 09.10.2025).
9. Последовательность красных гигантов // 4glaza.ru. URL: https://www.4glaza.ru/articles/krasnie-giganti-zvezdi/ (дата обращения: 09.10.2025).
10. Конец звезды — белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры // Физика звёзд. nuclphys.sinp.msu.ru. URL: http://nuclphys.sinp.msu.ru/astrophys/evolut/evolut.htm (дата обращения: 09.10.2025).
11. § 25. Эволюция звёзд // CheckTests. URL: https://checktests.ru/ege-gia/astronomiya/25-evolyutsiya-zvyozd/ (дата обращения: 09.10.2025).
12. Внутреннее строение звезд // web.math.msu.su. URL: https://web.math.msu.su/~vvb/zv/zv-10.pdf (дата обращения: 09.10.2025).
13. Переменные звезды и модели звезд // Астрогалактика. URL: https://www.astrogalaxy.ru/411.html (дата обращения: 09.10.2025).
14. Нейтронная звезда // Ядерная физика в интернете. nuclphys.sinp.msu.ru. URL: http://nuclphys.sinp.msu.ru/astrophys/evolut/neutstar.htm (дата обращения: 09.10.2025).
15. Астрофизика черных дыр // Astronet.ru. URL: http://www.astronet.ru/db/msg/1188612/c_a_7.html (дата обращения: 09.10.2025).
16. Как устроены черные дыры // Компьютерра. URL: https://www.computerra.ru/297299/kak-ustroeny-chernye-dyry/ (дата обращения: 09.10.2025).
17. Черная дыра звездной массы // 4glaza.ru. URL: https://www.4glaza.ru/articles/black-hole-stellar-mass/ (дата обращения: 09.10.2025).
18. Сверхновые звезды: Что это такое, как они появляются и какова их роль в жизни Вселенной // Overclockers. URL: https://overclockers.ru/science/show/90795/sverhnovye-zvezdy-chto-eto-takoe-kak-oni-poyavlyayutsya-i-kakova-ih-rol-v-zhizni-vselennoj (дата обращения: 09.10.2025).
19. Роль сверхновых звезд во Вселенной // Science by Zeba Academy. URL: https://science.zeba.academy/ru/blog/rol-sverhnovyh-zvezd-vo-vselennoj (дата обращения: 09.10.2025).
20. Сверхновая звезда: что это, типы, образование и суть // Астроверты. URL: https://astroverty.ru/sverhnovaya-zvezda (дата обращения: 09.10.2025).
21. Белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры. Двойные, кратные и переменные звёзды. Область знаний // Znanio.ru. URL: https://znanio.ru/media/belye_karliki_nejtronnye_zvyozdy_chyornie_dyry_dvoinye_kratnye_i_peremennye_zvyozdy-2630560 (дата обращения: 09.10.2025).
22. Нейтронная звезда — физическая лаборатория в космосе // Наука в Сибири. URL: https://www.sbras.info/articles/nauka/neytronnaya-zvezda-fizicheskaya-laboratoriya-v-kosmose (дата обращения: 09.10.2025).
23. Физика нейтронных звезд // mipt.ru. URL: https://mipt.ru/upload/iblock/c38/c381c0c66ac3015f8a20d4f3b764b88f.pdf (дата обращения: 09.10.2025).
24. Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов // nuclphys.sinp.msu.ru. URL: http://nuclphys.sinp.msu.ru/astrophys/evolut/nucl_synth.htm (дата обращения: 09.10.2025).
25. Нуклеосинтез во Вселенной. Ядерные реакции в звездах // nuclphys.sinp.msu.ru. URL: http://nuclphys.sinp.msu.ru/astrophys/evolut/nucl_react.htm (дата обращения: 09.10.2025).
26. Звездный нуклеосинтез — источник происхождения химических элементов // astronet.ru. URL: http://www.astronet.ru/db/msg/1188612/c_a_9.html (дата обращения: 09.10.2025).
27. FAQ: Химическая эволюция галактик — все самое интересное на ПостНауке // postnauka.ru. URL: https://postnauka.ru/faq/21021 (дата обращения: 09.10.2025).
28. Химическая эволюция галактик — все самое интересное на ПостНауке // postnauka.ru. URL: https://postnauka.ru/video/44910 (дата обращения: 09.10.2025).
29. Открытие древней галактики с неожиданной химией может переписать историю Вселенной // Наука Mail. URL: https://nauka.mail.ru/news/49339/ (дата обращения: 09.10.2025).
30. Химическая эволюция газа в галактиках. Роль аккреции и оттока газа // astronet.ru. URL: http://www.astronet.ru/db/msg/1188612/c_a_10.html (дата обращения: 09.10.2025).
31. Гравитационные волны «нейтронных звезд»: почему это важнейшее открытие года? // Hi-News.ru. URL: https://hi-news.ru/science/gravitacionnye-volny-nejtronnyh-zvezd-pochemu-eto-vazhnejshee-otkrytie-goda.html (дата обращения: 09.10.2025).
32. 5 больших открытий, сделанных учеными в процессе изучения гравитационных волн // Hi-News.ru. URL: https://hi-news.ru/space/5-bolshih-otkrytij-sdelannyx-uchenymi-v-processe-izucheniya-gravitacionnyh-voln.html (дата обращения: 09.10.2025).
33. Гравитационные волны — открыты! // Элементы большой науки. URL: https://elementy.ru/novosti_nauki/432655/Gravitatsionnye_volny_otkryty (дата обращения: 09.10.2025).
34. Открытие 51 Пегаса b: как началась эпоха экзопланет // Наука Mail. URL: https://nauka.mail.ru/news/57813/ (дата обращения: 09.10.2025).
35. История открытия первой экзопланеты // New-Science.ru. URL: https://new-science.ru/istoriya-otkrytiya-pervoj-ekzoplanety/ (дата обращения: 09.10.2025).
36. Тёмная материя: динамические проблемы // КиберЛенинка. URL: https://cyberleninka.ru/article/n/tyomnaya-materiya-dinamicheskie-problemy (дата обращения: 09.10.2025).
37. Черные дыры могут создавать темную энергию из мертвых звезд // Хайтек+. URL: https://hightech.fm/2025/08/25/black-holes-dark-energy (дата обращения: 09.10.2025).
38. Тайны темной материи и темной энергии: проблемы и перспективы исследования // Mapny. URL: https://mapny.ru/tayny-temnoj-materii-i-temnoj-energii-problemy-i-perspektivy-issledovaniya (дата обращения: 09.10.2025).
39. Темная энергия, видимо, меняется и меняет наше представление о Вселенной // TechInsider. URL: https://www.techinsider.ru/science/1041935-temnaya-energiya-vidimo-menyaetsya-i-menyaet-nashe-predstavlenie-o-vselennoy/ (дата обращения: 09.10.2025).
40. Темная энергия способна менять форму, выяснили ученые // Наука Mail. URL: https://nauka.mail.ru/news/58368/ (дата обращения: 09.10.2025).
41. Грубые МАЧО — проблемы «комковатой» темной материи // Naked Science. URL: https://naked-science.ru/article/nakedscience/grubye-macho-problemy-komkovatoj-temnoj-materii (дата обращения: 09.10.2025).