Космос часто называют безвоздушным пространством, полагая его пустым. Однако, это не так. В межзвездном пространстве есть пыль и газ (в основном, гелий и водород, причем последнего значительно больше). Во Вселенной существуют целые облака пыли и газа. Благодаря этим облакам нам не виден центр нашей Галактики. Облака эти могут иметь размеры в сотни световых лет, а их части могут сжиматься под действием сил гравитации. В процессе сжатия часть облака будет уплотняться, уменьшаясь в размерах и одновременно нагреваясь. Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда. Надо заметить, что обычно из одного облака рождается целая группа звезд, которую принято называть звездным скоплением . В этом облаке образуются отдельные уплотнения (мы их тоже в дальнейшем будем называть облаками), каждое из которых может породить звезду. Как было упомянуто, самые легкие звезды имеют массу в 12 раз меньшую, чем Солнечная. Если сжимающееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака образуют так называемые коричневые карлики. Коричневые карлики еще холоднее красных звезд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла (инфракрасное излучение), а светятся едва-едва. Но ядерные реакции (см. предыдущую страницу) в коричневых карликах не начинаются. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают. Одним из последних открытым коричневым карликом является карлик в созвездии Гидры, его блеск составляет лишь 22,3, хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года. Уникальность этого ближайшего коричневого карлика состоит в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а этот - одиночный. Замечен он только благодаря своей близости к Земле. Планета Юпитер, самая большая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и лишь в 8-10 раз легче коричневых карликов. Снова подмечаем роль массы объекта в его собственной судьбе. Если достаточно массивное для образования звезды облако настолько прогревается, что начинает активно излучать тепло и, может быть, слабо светиться темно-красным цветом (еще до начала ядерного синтеза), такое облако принято уже называть протозвездой (до-звездой). Как только температура в центре протозвезды достигнет 10 000 000 К, начинается ядерный синтез. Сжатие протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой. Опять-таки, от массы зависит, насколько быстро протозвезда превратится в звезду. Звезды типа Солнца тратят на эту стадию своего рождения 30 000 000 лет, звезды в три раза массивнее - 100 000 лет, а в десятеро менее массивные - 100 000 000 лет. Итак, немассивные звезды все делают медленнее, и рождаются и живут. Как мы помним, к таким легким звездам относятся красные звезды, которые имеют небольшие размеры и называются красными карликами. Красные карлики в десять раз меньше Солнца по размерам. Звезда типа Солнца носит название желтого карлика, такие звезды также относительно невелики. Самые тяжелые и большие нормальные звезды называются голубыми гигантами. В молодости звезда еще окружена своим родительским облаком, которое в виде газового или газопылевого диска вращается вокруг нее. При этом звездный ветер - поток всевозможных частиц, вырывающихся с поверхности звезды с большими скоростями, оказывает давление на вещество облака, пытаясь оттолкнуть его подальше. Так как облако имеет плоскую форму диска, то движение частиц в его плоскости под давлением звездного ветра затруднено. Вещество устремляется вдоль оси вращения звезды и облака, в двух противоположных направлениях. В этих направлениях вещества мало, и частицы облака почти беспрепятственно устремляются прочь от звезды. Так образуются часто наблюдаемые оттоки вещества от молодых звезд.

Диаграмма Цвет-Светимость. Красные гиганты и белые карлики.

Астрономы располагают все звезды на особой диаграмме, называемой Цвет-Светимость. По оси абсцисс этой диаграммы откладывается температура звезд (по ряду исторических причин, в нуле абсцисс располагаются самые высокие температуры, дальше вдоль оси они уменьшаются). Мы видели, что цвет звезд и их температура - это почти одно и то же, поэтому на оси абсцисс иногда еще изображают обыкновенную полосу спектра - от голубого до красного. По оси ординат откладывается светимость. Именно поэтому такая диаграмма и называется Цвет-Светимость (иногда - Спектр-Светимость). Давайте посмотрим, как будут располагаться те звезды, о которых мы до сих пор говорили, на этой диаграмме (а мы говорили о нормальных звездах, источником энергии которых является синтез гелия из водорода). Самые высокие температуры имеют голубые звезды, они же обладают наибольшей светимостью. Следовательно, на нашей диаграмме их следует поместить в левом верхнем углу. Красные карлики расположатся в нижнем правом углу, у них маленькая температура и низкая светимость. Солнце расположится ближе к середине диаграммы. Видно, что все звезды, о которых мы говорим, располагаются вдоль одной линии. Эту линию принято называть Главной последовательностью. Но оказывается, во Вселенной есть красные звезды огромных размеров, из-за чего их светимость сопоставима со светимостью голубых гигантов. Их называют красными гигантами. В то же время, в космосе обнаружено великое множество белых маленьких звезд, обладающих низкой светимостью из-за небольших размеров. Их называют белыми карликами. Памятуя о том, что цвет звезды однозначно определяется ее температурой поверхности, мы без труда поместим красные гиганты и белые карлики на нашей диаграмме (см. рисунок выше). Кроме всего этого, астрономы обнаружили некоторое относительно небольшое количество звезд, которые могут произвольно располагаться на нашей диаграмме. У них также не наблюдается зависимости светимости от цвета, присущей звездам Главной последовательности. Дальше, мы попробуем выяснить, откуда берутся такие "неправильные" звезды. Все звезды большую часть жизни являются членами Главной последовательности. Говорят, что звезда на ней находится. После того, как в центральной части (ядре) звезды закончится водород, звезда перестанет обладать источником энергии. Ядро, которое теперь состоит в основном из гелия, начинает сжиматься под действием сил гравитации, так как нет больше сил, сдерживающих сжатие. Реакции же ядерного синтеза гелия из водорода продолжаются в тонком слое, примыкающем к ядру. Сжатие ядра приводит, как и при рождении звезды, к увеличению давления и температуры, а повышение температуры вызывает ускорение ядерного синтеза в слое, граничащем с ядром (вспомним, что в горячих звездах эти реакции протекают быстрее). Энергия, высвобождаемая в результате сжатия ядра и горения водорода, увеличивает давление, идущее из центра звезды, под действием него звезда расширяется до гигантских размеров. При этом, плотность и температура внешних слоев падает. Мы получаем огромную (и из-за этого яркую) холодную красную звезду - красный гигант. Звезда не сразу становится таковым. Если в каждый момент времени описывать ее состояние положением на диаграмме Цвет-Светимость, то звезда оставит на ней след (трек), ведущий от Главной последовательности к области красных гигантов. Звезда проходит бесчисленное число состояний, каждое из которых описывается положением на диаграмме. Говорят, что звезда покидает Главную последовательность и перемещается в область красных гигантов. Такими звездами, в частности, являются Бетельгейзе (альфа Ориона) и Антарес, самая яркая звезда в созвездии Скорпиона. У них небольшое гелиевое ядро, слой горящего водорода (где происходит синтез гелия) и сильно разряженные вышележащие слои. Диаметр Антареса превосходит солнечный в 400 раз. Если бы Солнце раздулось до таких размеров, то погребенными в верхних слоях его остались бы Меркурий, Венера, Земля, Марс и множество астероидов. Именно такая участь уготована Солнечной системе. На этом этапе жизни звезда часто становится переменной - у нее периодически или неправильным образом меняются размеры и светимость. Звезды как бы пульсируют. Есть несколько видов переменных, для некоторых из них установлены важные соотношения между их светимостью и периодом, в течение которого они меняют свой блеск. Самым известным типом переменных звезд являются цефеиды - большие и яркие желтые звезды. Период колебания их яркости пропорционален светимости. Зная, что к группе каких-то звезд, находящихся рядом в пространстве, принадлежит цефеида, мы всегда сможем найти расстояние до этих звезд, высчитав светимость цефеиды из периода колебаний ее блеска. Так как цефеиды - яркие звезды, их различают даже в ближайших галактиках, тем самым, точнее определяя расстояния до них. Цефеиды получили свое название от звезды Дельта Цефея - первой открытой переменной такого типа. Полярная звезда тоже является цефеидой.

Конец жизни немассивных звезд

Вернемся к жизни звезд. Чем массивнее была звезда, тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше силы, стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. В большинстве звезд эта температура достаточна, чтобы начались ядерные реакции синтеза углерода из гелия. При большем повышении температуры могут проходить и реакции синтеза более тяжелых элементов. В самом общем случае, когда в ядре заканчивается все ядерное горючее, оно, не в силах больше сдерживать гравитационные силы, сжимается до размеров Земли. Оболочка звезды (верхние ее слои) отрываются от ядра, образуя таким образом так называемые планетарные туманности- внешние слои старых звезд. Ядро, достигнув весьма типичных для умирающих звезд размеров Земли, больше не может сжаться. Электроны, ранее принадлежавшие отдельным атомам, в такой плотной "упаковке" уже нельзя отнести к тому или иному конкретному ядру атома, они как бы становятся общими, свободно перемещаясь, как в металле. Такое состояние электронов называется электронным газом, его давление и уравновешивает гравитационное сжатие. Мы получили маленькую и очень горячую звезду, которая носит название белого карлика, с огромной плотностью. Он медленно излучает запасенное тепло в пространство, после чего остывает и превращается в черного карлика - остывшую, умершую звезду. Одним из известнейших примеров белого карлика является Сириус В - спутник ярчайшей на небе звезды Сириус (Сириус А). Итак, красный гигант, расширившийся настолько, что потерял свои внешние слои, превращается в белого карлика c типичной для звезд массой и размерами, типичными для планет. Это - обычная судьба звезд, масса которых первоначально не превосходит 10 солнечных масс. Рассеявшиеся оболочки звезд могут снова в последствие пойти на образование порождающих звезды газовых облаков.

Гибель массивных звезд

Звезды большей массы заканчивают свою жизнь иначе. Гелиевое ядро в таких звездах, сжимаясь, нагревается. В нем начинается синтез углерода, образуется углеродное ядро. Оно тоже сжимается, начинается, в результате большего нагрева, синтез кислорода и т.д. В итоге, звезда начинает напоминать луковицу, в середине которой, на последней стадии цепи реакций вызревает железоникелевое ядро, в котором никакие реакции идти уже не могут, то есть образуется белый карлик. Но этот белый карлик увеличивается в массе, так как реакции в вышележащих слоях продолжаются. Когда этот карлик вырастает до массы в 1,4 солнечной, давление электронного газа не может в карлике удержать сил гравитации. Электроны как бы вдавливаются в протоны, образуя нейтроны, которые беспрепятственно сближаются (протонам не давала сближаться сила электростатического отталкивания, а нейтроны, напомним, заряда не имеют). В секунду карлик уменьшается от размеров Земли до 10(!)км. Практически достигнув плотности ядерного вещества, карлик резко прекращает сжатие. Вещество такой плотности своим внутренним давлением (здесь участвуют особые ядерные силы отталкивания) в очередной раз за жизнь звезды останавливает гравитацию. Внешние слои образовавшейся нейтронной звезды в первое мгновение все еще продолжают падать по инерции к центру , увеличивая давление, следствием чего является возникновение ударных волн и выброс во внешние слои звезды огромного количества нейтрино. Это приводит к сбросу внешних слоев, к грандиозному взрыву, энергия которого сопоставима с энергией, излучаемой целой галактикой! Такой взрыв называют вспышкой сверхновой звезды . В процессе рассеивания в пространстве верхних слоев звезды, ее яркость падает, сверхновая угасает, а на месте вспышки можно разглядеть ее остаток - расширяющуюся туманность. Этот рисунок показывает развитие судьбы наших трех звезд. Около расширяющегося взрыва сверхновой появилась планетарная туманность в виде колечка, порожденная нижней (см. предыдущий рисунок) звездой: желтые звезды "созревают" позже, чем голубые. Верхняя красная немассивная звездочка еще долго будет светить без катастроф, пока через много миллиардов лет тоже не породит планетарную туманность. Расширяющийся газ взрыва сверхновой также потом может войти в облако, где родится другая звезда. Только в этом облаке будут не только гелий и водород, но и остальные элементы, образовавшиеся на последних этапах жизни первой звезды и во время ее взрыва. Одной из звезд "второго поколения" является наше Солнце. В центре взрыва остается чрезвычайно нагретая нейтронная звезда, имеющая размер нескольких километров. Если же от звезды после взрыва остается много вещества, так, что его масса более, чем в три раза превышает солнечную, вместо нейтронной звезды может образоваться удивительный объект - черная дыра. Сила тяжести на ее поверхности столь высока, что ее не может покинуть даже свет. Свойства таких звезд очень сложны, их изучение ведется теоретически самыми сложными математическими средствами. Увидеть же черную дыру нельзя - как было замечено, она не выпускает свет, даже самые высокоэнергетические фотоны. Дырами такие объекты прозваны потому, что все, слишком близко приблизившееся к ним, неминуемо падает на их поверхность, и ничто уже не может ее покинуть. Все вещество как бы пропадает в черной дыре безвозвратно. Первоначальная масса звезды, из которой в конце получится черная дыра, в 30 и более раз превосходит массу Солнца. Очень частыми образованиями черные дыры являются в двойных звездах, об эволюции которых читайте на следующей странице. Нейтронные звезды и черные дыры объединяют в один класс звезд, которые называют релятивистскими. Свойства этих объектов можно описать лишь законами релятивистской физики. Ставя точку в этой части рассказа, подчеркнем в который раз зависимость судьбы небесных тел от их массы, воистину главной характеристики объектов во Вселенной. Немассивные звезды кончают жизнь, становясь белыми карликами и рассеивая в межзвездное пространство свои внешние слои. Так образуются планетарные туманности. Массивные звезды, исчерпав весь перечень ядерных реакций, вспыхивают взрывом сверхновой, следствием которого является образование туманности другого типа. В центре взрыва остается нейтронная звезда или черная дыра, объяснить свойства которых берется только самая современная физика. И тому немало способствует существование двойных звездных систем.
-----------------------------7d81281d50362
Content-Disposition: form-data; name="ahtml"

on

Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте отбросим тот тип двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно связанных гравитационным взаимодействием звезд. Физически двойные звезды по эллипсам вращаются вокруг общего центра масс. Однако, если отсчитывать координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг относительно друга тоже по эллипсам. На этом рисунке за начало отсчета мы взяли более массивную голубую звезду. В такой системе центр масс (зеленая точка) описывает вокруг голубой звезды эллипс. Конечно, можно утверждать, что любые две звезды взаимодействуют по закону Ньютона. Самым простым для понимания ограничением можно считать следующее условие: силы взаимодействия между компонентами двойной системы во много раз больше, чем силы взаимодействия с любой другой звездой. Это не вполне строго, но в нашем случае - достаточно. Итак, мы будем говорить об обособленных парах звезд. Часто, правда, встречаются так называемые кратные системы, с тремя и более компонентами. Однако движение трех и более взаимодействующих тел неустойчиво. В сиcтеме, скажем, из трех звезд всегда можно выделить, двойную подсистему и третью звезду, вращающуюся вокруг этой пары. В системе из четырех звезд могут существовать две двойные подсистемы, вращающиеся вокруг общего центра масс. Иными словами, в природе, устойчивые кратные системы всегда сводятся к системам из двух членов. К системе из трех звезд принадлежит небезызвестная Альфа Центавра, считающаяся многими ближайшей к нам звездой, а на самом деле, третий слабый компонент этой системы - Проксима Центавра, красный карлик, - находится ближе. Все три звезды системы из-за близости видны раздельно. Действительно, иногда то, что звезда двойная, видно в телескоп. Такие двойные называются визуально-двойными (не путать с оптически двойными!). Как правило, это не тесные пары, расстояния между звездами в них велики, гораздо больше их собственных размеров. Часто, звезды в парах сильно различаются по блеску, тусклую звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях астрономы узнают о двойственности звезды по отклонениям в движении яркой звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве. Такие пары называют астрометрически-двойными. В частности, Сириус долго относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник - Сириус В. Эта пара стала визуально-двойной. Бывает, что плоскость обращения звезд вокруг их общего центра масс проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звезд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея. Последним типом двойных являются спектрально-двойные. Их двойственность определяется при изучении спектра звезды, в котором замечаются периодические смещения линий поглощения или видно, что линии являются двойными, на чем основывается вывод о двойственности звезды. Чем же интересны двойные звезды? Во-первых, они дают возможность узнать массы звезд, так как легче всего и надежнее всего она вычисляется по видимому взаимодействию двух тел. Прямые наблюдения позволяют узнать общий "вес" системы, если добавить к ним известные соотношения между массами звезд и их светимостями, о которых говорилось выше в рассказе о судьбе звезд, то можно выяснить массы компонентов, проверить теорию. Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют. Кроме того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в таких системах может разительно отличаться от судьбы таких же одиночных звезд. Об этом мы и поговорим подробнее. Нетесные пары, расстояния между которыми велики, по сравнению с размерами самих звезд, на всех стадиях своей жизни живут по тем же законам, что и одиночные звезды, не мешая друг другу. В этом смысле, их двойственность никак не проявляется. Тесные пары: первый обмен массами Иначе складывается судьба тесных пар, о них, собственно, речь и пойдет. Тесными астрономы называют пары, которые могут в процессе своей эволюции обмениваться веществом. Как это происходит? Звезды двойной рождаются вместе из одной газопылевой туманности, у них один возраст, но часто - разные массы. Мы уже знаем, что более массивные звезды живут "быстрее", следовательно, более массивная звезда в процессе эволюции обгонит свою сверстницу. Она расширится, превращаясь в гиганта. В этом случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды (раздувшейся) начнет перетекать на другую. Как следствие, масса первоначально более легкой звезды может стать больше первоначально тяжелой! Кроме того, мы получим две звезды одинакового возраста, причем более массивная звезда еще находится на главной последовательности, то есть в ее центре по-прежнему продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала свой водород в ядре, в ней образовалось геливое ядро. Вспомним, что в мире одиночных звезд такого произойти не может. За несоответствие возраста звезды с ее массой это явление названо парадоксом Алголя, в честь той же самой затменно-двойной. Звезда Бета Лиры - еще одна пара, в которой прямо сейчас происходит обмен массами. Вещество с раздувшейся звезды, перетекая на менее массивную компоненту, попадает на нее не сразу (этому мешает взаимное вращение звезд), а сначала образует вращающийся диск вещества вокруг меньшей звезды. Силы трения в этом диске будут уменьшать скорость частиц вещества, и оно будет оседать на поверхность звезды. Такой процесс называется аккрецией, а образовавшийся диск - аккреционным. В результате, первоначально более массивная звезда имеет необычный химический состав: весь водород внешних ее слоев перетекает к другой звезде, а остается лишь гелиевое ядро с примесями более тяжелых элементов. Такая звезда, называемая гелиевой, быстро эволюционирует, образуя белый карлик или релятивистскую звезду, в зависимости от своей массы. При этом, в двойной системе в целом произошла важная перемена: первоначально более массивная звезда уступила это свое перевенство.

Второй обмен массами

Прежде чем продолжить рассказ, мы вынуждены чуть отступить в сторону и узнать кое-что новое о нейтронных звездах. Нейтронные звезды обладают быстрым вращением, а их сильное магнитное поле создает явление, при котором в двух противоположных направлениях, совпадающих с осью магнитного поля, звезда активно излучает в радиодиапазоне. Так как в большинстве случаев ось магнитного поля не совпадает с осью вращения звезды, это вращение приводит к тому, что радиолуч описывает в пространстве конус и может периодически проходить через Землю, как бы задевая ее. Так мы получаем пульсирующий радиоисточник, называемый радиопульсаром. В некоторых случаях, пульсаром может стать и белый карлик. В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра , испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Посмотрите на рисунок. Справа - звезда больших размеров, отток частиц с поверхности которой (звездный ветер) весьма высок. Слева - релятивистская звезда (нейтронная или черная дыра). Белым цветом указаны ось ее вращения и его направление (в данном случае - условное ). Зеленоватыми дугами на рисунке обозначены линии магнитного поля звезды, которые задерживают частицы звездного ветра. Эти частицы могут двигаться только вдоль линий поля. Следовательно, они попадают на поверхность звезды вблизи магнитных полюсов. Приобретая по пути к полюсам очень высокую энергию, заимствуя ее у магнитного поля звезды, частицы вызывают сильное рентгеновское излучение. Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать" забранное при первом обмене. Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды. Другой исход в системе с белым карликом - вспышка сверхновой. Следствием перетекания вещества со второй звезды может стать достижение белым карликом предельной массы в 1,4 солнечной. Если это уже железный белый карлик, то он не в силах будет удержать гравитационное сжатие и взорвется. Вспышки сверхновых в двойных системах очень похожи по яркости и развитию друг на друга, так как всегда взрываются звезды одной и той же массой - 1,4 солнечной. Напомним, что в одиночных звездах этой критической массы достигает центральное железное ядро, а наружные слои могут иметь разную массу. В двойных системах, как ясно из нашего повествования, эти слои почти отсутствуют. Именно поэтому подобные вспышки одинаковую светимость. Замечая их в далеких галактиках, мы можем высчитывать расстояния гораздо б'ольшие, чем можно определить, используя звездный параллакс или цефеиды. Потеря значительной части массы всей системы в результате взрыва сверхновой может привести к распаду двойной. Сила гравитационного притяжения между компонентами сильно уменьшается, и они по инерции своего движения могут разлететься. Процессы, проистекающие в двойных очень непросты и в сильнейшей степени зависят как от общей массы двойной, так и от соотношения между массами ее членов. Изучение двойных звезд - одна из отраслей астрономии, находящаяся на острие развития всей физики. Объяснение свойств нейтронных звезд и черных дыр (а ведь только в двойных системах эти звезды себя обнаруживают!) еще требуют огромных теоретических и наблюдательных исследований.