Введение

     Не  так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных  газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области  неба, входящей в состав Большой  Туманности Ориона, где в течение  нескольких лет появилось небольшое  скопление звёзд. На снимках 1947г. в  этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.  
 

     1 Химический состав звезд

       По мере повышения температуры  состав частиц, способных существовать  в атмосфере звезды, естественно,  упрощается. Спектральный анализ  звёзд классов О, B, A (температура  от 50 000 до 10 000 С) указывает в их  атмосферах полосы ионизированных  водорода и гелия и ионы  металлов, в классе К (5000 С)обнаруживаются уже радикалы, а в классе М(3800 С) - даже молекулы оксидов.

     В таблице 1 указаны более подробно соотношения меж отдельными элементами, встречающимися в одном из звёздных классов, конкретно в классе В.

     Т а б л и ц а 1

       Химический состав звёзд В (относительные числа атомов)

     Элемент относительные количества атомов в  звёздах

     (–Скорпиона–Персея  –Пегаса)

     Водород 8530-8300-8700

     Гелий 1450-1700-1290

     Углерод 2,0-1,5-3,3

     Азот 3,1-1,7-0,9

     Кислород 11,0-9,0-3,7

     Фтор --, -- ,0,028

     Неон 4,5-3,4-4,65

     Магний 0,46-0,49-0,76

         Алюминий 0,032-0,05-0,005

     Кремний 0,75-0,77-0,094

     Фосфор --,--,0,0028

     Сера -- ,0,25-0,55

     Хлор --,-- ,0,014

        Аргон --,--, 0,07

     В таблице 1 указаны относительные  числа. Это означает, что, к примеру, в звезде ( - Пегаса на 8700 атомов водорода приходится 1290 атомов гелия, 0,9 атомов азота и т.д.

     В перечне звезд первых четырех  классов преобладают полосы водорода и гелия, но по мере понижения температуры  возникают полосы остальных частей и даже полосы, указывающие на существование  соединений. Эти соединения еще совсем просты. Это оксиды циркония, титана (класс М), а также радикалы CH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаН и др. Наружные слои звезд состоят основным образом из водорода; в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома остальных частей.

     Есть звезды, имеющие завышенное содержание того либо другого элемента. Так, известны звезды с по завышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (стальные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом частей достаточно разнообразны. В юных звездах типа бардовых гигантов найдено завышенное содержание тяжелых частей. Вообще говоря, содержание частей, атомы которых имеют массу, огромную массы атома гелия, равномерно миниатюризируется по мере старения звезды. Совместно с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится незначительно атомов тяжелых частей, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные « рукава » галактики, и в её плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Конкретно в этих частях и появляются новейшие звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых частей с чертами химической эволюции, характеризующей жизнь звезды.

     Химический  состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной среды  и тех ядерных реакций, которые  развиваются в звезде в течение  её жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи - газо-пылевого облака, из которого появилась звезда. Газо-пылевое скопление не везде одинаково. Вполне может быть, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, к примеру, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая появилась в ином месте.

     Спектральное  исследование состава звезд просит учета множества факторов, к ним  относятся силы тяжести, температура, магнитные поля и т. п.

     Но  даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды. Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для исследования. Но опыт показал, что в диапазонах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех частей, которые являются продуктами ядерных реакций ( барий, технеций, цирконий) и могут образоваться лишь в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается действиям перемешивания. С точки зрения физика, скооперировать перемешивание с равновесием собственной большой массы звездного вещества достаточно тяжело, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они разрешают сделать обоснованные догадки о ходе ядерных реакций в недрах космических тел.

     Анализ  шаровых скоплений звезд в  той части Галактики, которая  отвечает более старым звездам, указывает  пониженное содержание тяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней обязаны быть и чисто водородные звезды. К таковым звездам относятся субкарлики. Они занимают промежуточное место меж звездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах много водорода и не достаточно металлов.

     Что касается следов ядерных перевоплощений, изменивших «химическое лицо» звезды, то эти следы бывают время от времени совсем отчетливыми. Так, есть звезды, в которых водород превратился в гелий; атмосфера таковых звезд состоит из гелия может быть, что значительную роль в обогащении звезды (её внешних слоев) гелием сыграло перемешивание звездного вещества. Так, А.А.Боярчук нашел 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 раз больше, чем содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звездах приходится только 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд вообще не содержала водорода. Это наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций.

     При тщательном исследовании одной из таковых  звезд в ней были обнаружены углерод  и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия  приходится углерода - 0.56, азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05, магния - 0.5. колоритная двойная звезда в созвездии  Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности около 10 000( С - также является дефицитной по водороду: в её диапазоне наблюдается верно выраженные полосы гелия и совсем слабые полосы водорода. По - видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные догадки о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра разных частей.

     Совсем интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные - гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат традиционно в пределах 2500 - 6000(С. При температурах выше 3500(С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере крупная часть этих эламентов существует в форме оксида углерода со. Из остальных углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С2 будет относительно меньшей, а концентрация СН возрастет. Такие звезды (СН-звезды) встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода.

     В одной из звезд было найдено завышенное отношение содержания углерода к  содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это означает, что звезда совсем богата углеродом при значимой недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому жесткими углеродными частицами, рассеянными в атмосфере звезды. Но большая часть углеродных звезд характеризуется обычным содержанием водорода в атмосфере (Л. Аллер). Принципиальной особенностью углеродных звезд является завышенное содержание изотопа углерода 13С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды совсем велика. Процессы, связанные с его ролью, питают звезду энергией и развиваются только при совсем больших температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13С в поверхностных слоях, возможно, обусловлено действиями перемешивания.

     Некие типы звезд характеризуются завышенным содержанием металлов, расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций 4399Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в итоге захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена либо при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное подтверждение развития ядерных реакций в звездах.

     Астрономы и астрофизики выполнили огромную работу по анализу и сопоставлению  спектральных данных и результатов  исследований метеоритов.

       Оказалось, что элементы с четными порядковыми номерами встречаются почаще, чем с нечетными. Ядра частей с четными порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в нем числа протонов и нейтронов. Более устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться в твердых условиях. 

     2 Физический состав и виды звезд

     Образование звезд неразрывно связано с процессами, протекающими в космической среде.

     Космическое пространство часто по ошибке отождествляют  и даже именуют "вакуум" – абсолютно  пустое безвоздушное пространство. На самом деле абсолютно пустого  пространства в природе не существует. Разреженная материя, заполняющая  все пространство Метагалактики (Вселенной) называется космической средой. Она  состоит в основном из космического газа (водорода и гелия), космической  пыли и взаимодействующих с этим веществом магнитных и гравитационных полей космических тел, излучающих в пространство электромагнитные волны  и космические лучи (потоки заряженных частиц). В зависимости от плотности  выделяются межгалактическая, межзвездная  и межпланетная среда.

     Межзвездная среда, заполняющая пространство между  звездами в пределах галактик (Галактики) и составляет до 2 % общей массы  их видимого вещества. Основные ее компоненты: 1) межзвездный разреженный газ (свыше 99 % массы) плотностью до 10-24 кг/м3 (0,25-1 частица/см3 : водород (до 77,4 %), гелий (21 %) и другие соединения (1,6 %) при температуре  от 10 до100 К; 2) межзвездная пыль (до 1 % массы) плотностью около 4× 10^-27 кг/м3: графитовые (С2) и силикатные (SiO) частицы размерами 10^-8-10^-6 м; 3) межзвездное магнитное поле напряженностью 10^-6 - 10^-5 Гс, имеющее сложную структуру и активно взаимодействующее с межзвездным газом, изменяя характеристики его движения, и пылью (поляризуя свет); 4) космические лучи высоких энергий (10¹² - 10¹⁸ эВ), концентрирующиеся в галактическом диске; 5) электромагнитное излучение звезд и других космических объектов.

     Свет  звезд поглощается пылевым компонентом  межзвездной среды. В соответствие с законами физики наиболее сильно рассеивается коротковолновая часть  спектра электромагнитного излучения.

     Внутри  Галактики межзвездная среда  распределяется весьма неравномерно: ее плотность возрастает в плоскости  Галактики по направлению к центру Галактики, достигая наибольшей концентрации в спиральных ветвях (рукавах), ядре Галактики и в отдельных гигантских молекулярных облаках (ГМО) размерами  от 5 до 50 пк и массой до 2× 105 М¤ , включающих в себя сотни более плотных сгустков - диффузных газопылевых туманностей.

     Туманности  - тип космических объектов: пространственно-обособленные, гравитационно-связанные скопления газопылевой материи массами от 1028 до 1036 кг (от 0,1 М¤ до 104 М¤ ), размерами от 1 до 10 пк и средней плотностью вещества 103 частиц/см³. Состоят из молекулярного водорода (Н2), гидроксила (ОН, НО), угарного газа (СО), полициклических ароматических гидроуглеродов (нафталина, пирена и др.) и свыше 70 других неорганических (NO, SO, SiO, HCN, CH, H2O, CH3) и органических (HC11N, HC3N, муравьиной и уксусной кислоты, диметилового, этилового и других спиртов, CH2OH, (CH3)2O, бензола С6Н6 и других соединений, образующихся на поверхности пылинок при их столкновении между собой и в результате ионизации ультрафиолетовым излучением близких звезд и космическими лучами, с увеличением концентрации сложных молекул внутри глобул.

     Все современные туманности содержат пыль и газ почти в одинаковой пропорции. Условно выделяются пылевые или  отражательные туманности, освещаемые близкими молодыми звездами классов  В5-В9 и газовые - светлые, самосветящиеся (эмиссионные), переизлучающие излучение только что сформировавшихся молодых горячих звезд внутри туманности. На их фоне выделяются темные, поглощающие излучение, более плотные туманности размерами до 1 пк, массой 102-103 М¤ и средней плотностью до 104 частиц/см³. Внутри них наблюдаются мелкие уплотнения, сгустки - глобулы размерами до 0,1 пк, массой 1-10 М¤ и плотностью 105-106 частиц/см³, в которых формируются звезды.

     Формирование  понятия о "массовом" звездообразовании  в ГМО при их прохождении сквозь спиральные галактические рукава можно  органично связать с формированием  понятия о звездных системах –  звездных ассоциациях и скоплениях.

     В нашей Галактике и других галактиках процессы звездообразования происходят в областях с наибольшей концентрацией  космической среды. 75 % звезд образуются вблизи плоскости галактического диска  в спиральных рукавах Галактики, 15% в ГМО в "межрукавном" пространстве и 10 % вблизи центра Галактики. На цветных фотографиях хорошо заметно, что большинство молодых горячих звезд классов А, О и В сосредоточено в плоскости галактических дисков, в спиральных ветвях и вблизи центра галактик.

     Ввиду того, что средняя плотность космического вещества в спиральных рукавах выше, чем в окружающем пространстве, они  обладают увеличенным на 5-10 % гравитационным потенциалом: вблизи своих границ рукава притягивают вещество, сообщая ему  дополнительное ускорение (при приближении  к ним - положительное, при удалении - отрицательное).

     Звезды  и другие массивные, плотные и  сравнительно небольшие по размерам объекты проходят сквозь рукава, почти  не взаимодействуя с их веществом.

     Столкновение  ГМО с веществом галактического рукава ведет к возникновению  ударной волны, резкому росту  плотности и температуры вещества на границе столкновения, распространяющейся внутрь газового облака, сжимающей  его, нарушающей условия равновесия и инициирующей возникновение звезд .

     Возникновение каждой новой звезды порождает в  облаке ударную волну, сжимающую  газ и способствующую возникновению  новых звезд. Процесс звездообразования  продолжается, пока на появление новых  звезд не будет израсходована  большая часть вещества облака (туманности) и плотность его не упадет ниже определенного предела.

     Так образуются группы из десятков, реже - сотен и тысяч молодых звезд - звездные ассоциации размерами от 100 до 600 св. лет возрастом до 106-107лет. ОВ-ассоциации содержат большое число юных горячих массивных голубых, голубовато-белых и бело-голубых звезд. Т-ассоциации состоят из маломассивных звезд, еще не достигших главной последовательности и находящихся на завершающей стадии гравитационного сжатия; среди них много неправильных переменных (изменяющих свою светимость) звезд типа Т Тельца. Часть звездных ассоциаций, имеющих большие размеры и низкую пространственную плотность звезд, рассеивается в пространстве отдельными звездами; из более плотных ассоциаций с течением времени образуются не имеющие правильных очертаний рассеянные звездные скопления размерами до 20 св. лет и состоящие из десятков и сотен звезд главной последовательности - гравитационно-связанные системы звезд, перемещающиеся в пространстве как единое целое, сосредоточенные в основном вблизи плоскости Галактики.

     Значительное  число молодых звездных ассоциаций и рассеянных звездных скоплений  объединяются в звездные комплексы  размерами 500-1000 пк возрастом до 50-100 миллионов лет.

     Возможно, эволюция древнейших звездных скоплений  и ассоциаций привела к образованию  шаровых звездных скоплений - имеющих  правильную сферическую форму гравитационно-связанных  систем размерами до 300 св. лет, состоящих  из десятков тысяч звезд возрастом 12-14 млрд. лет. В нашей Галактике 147 шаровых звездных скоплений.

     Вне спиральных рукавов "спусковым механизмом" звездообразования могут стать  ударные волны при взрывах  близких звезд, столкновения облаков  между собой, звездный ветер близких  голубых сверхгигантов и т. д.

     В настоящее время некоторые ученые полагают, что многообразие физических характеристик звезд обуславливается, помимо прочего, разнообразием условий  их формирования: начальной массой, химическим составом, плотностью облака, мощностью воздействия ударных  волн и т. д.

     Формирование  понятий о возникновении звезд, планетных тел и их систем может  основываться на сходстве условий протекания данных космических процессов, связанных  с эволюцией газовых (газопылевых) облаков - туманностей с их гравитационной и термохимической нестабильностью, приводящей к гравитационному сжатию облаков до пределов, определяемых действием сил, уравновешивающих действие сил тяготения.

     В зависимости от начальной массы  космических облаков возникают  объекты:

     - при М £ 102 - 105 М¤ (1032 - 1035 кг) - звездные  скопления и ассоциации;

      - при М £ 0,1 - 102 М¤ (1029 - 1032 кг) - образуются  звезды;

      - при М £ 0,01 - 0,1 М¤ (1027 - 1029 кг) - планетные  системы.

     Характеристики  возникающих объектов определяются другими основными характеристиками сжимающихся облаков: размерами, однородностью  строения, плотностью, температурой и  химическим составом, скоростью вращения, наличием магнитного поля и т.д. Неоднородность распределения вещества внутри облака ведет к его распаду на отдельные, самостоятельно сжимающиеся и сравнительно слабо связанные между собой  фрагменты - компоненты космических  систем. Следует обратить внимание учеников на то, что уменьшение размеров и повышении пространственной плотности звездных скоплений по сравнению с порождающими их звездными ассоциациями является следствием взаимного притяжения звезд.

     Первый  вариант соответствует простейшим условиям образования космических  объектов при минимальном наборе возможных физических характеристик  облака (М; R; r ; T), однородности облака и отсутствии у него вращения и магнитного поля.

     Во  втором варианте образования объекта  в качестве дополнительного фактора  выступает вращение облака вокруг своей  оси.

     В третьем варианте рассматривается  возникновение объекта при наличии 2 - 3 дополнительных факторов (вращение облака; неоднородность облака; наличие  магнитного поля и т.д.).

     В классах со слабоуспевающими учениками, в классах с обычным уровнем  физико-математической подготовки учеников и при недостатке учебного времени  можно ограничиться качественным объяснением  процессов образования космических  объектов по схемам рис. 47: главное для  учителя - добиться понимания школьниками  условий, основных свойств и механизма  образования космических объектов.

     В результате гравитационной неустойчивости газопылевых туманностей происходит их последовательная фрагментация (деление) на все более мелкие и плотные  сгустки вещества вплоть до объектов массой 0,01 М¤ . Формирование протозвезд в недрах глобул начинается с гравитационного сжатия мелких уплотнений (темных туманностей), когда их размеры и масса становится выше критического значения:

     , где R – универсальная газовая  постоянная, Т и r - температура и плотность газа, mH - масса атома водорода; Мкр » 0,46-10 М¤ .

     Время полного гравитационного сжатия протозвездного облака t зависит от его начальной плотности и составляет:  лет. Чем выше начальная плотность газа и ниже его температура, тем меньше масса протозвезды, но тем быстрее она превращается в нормальную звезду. В недрах глобул вначале формируются звезды главной последовательности, и лишь позже (если запасы газа еще не исчерпаны) звезды–гиганты спектральных классов О и В (на 1 массивную звезду приходится 200-300 нормальных звезд). Крупные Т-ассоциации со временем превращаются в ОВ-ассоциации.

     В начале сжатия облако имеет размеры 2× 106 R¤ , среднюю плотность 10-19 г/см3 и температуру 15 К. Оно непрозрачно  для видимого, но прозрачно для уносящего тепло инфракрасного излучения. Сжатия происходит изотермически. Время свободного падения частиц к центру облака - около 0,2 миллиона лет. Вскоре после начала сжатия плотность в облаке становится неоднородной, сильно увеличиваясь к центру. Через 260000 лет центральная часть становится из-за увеличившейся плотности вещества непрозрачной для теплового излучения и нагревается до 200 К. Образуется ядро массой 0,05 М¤ и радиусом 100 R¤ . Вещество облака продолжает стягиваться к центру и падает на ядро со скоростью 1 км/с.

     Ядро  медленно сжимается, уплотняется, разогревается до 2000 К. Начинается распад молекул водорода и ионизация атомов. Давление газа в центре ядра резко падает и оно сжимается до размеров 1R¤ . Новое ядро имеет массу около 0,001 М¤ и температуру 2× 104 К. Скорость падения вещества на него достигает 100 км/с.

     Плотность в центре протозвезд связана с  их массой. Чем ниже плотность, тем прозрачнее вещество для излучения: у массивных протозвезд для отвода тепла из центральных зон достаточно излучения и у горячих звезд-гигантов формируется лучистое ядро, а конвективная зона отсутствует; звезды с массами менее 3 М¤ имеют зону конвекции, увеличивающуюся с уменьшением массы звезды.

     Протозвезда имеет радиус 2 R¤ с температурой в центре 2× 105 К, а на поверхности 3× 103 К. Она становится видимой в радиодиапазоне (оптическое и инфракрасное излучение полностью поглощается внешней оболочкой, разогревающейся до нескольких сотен кельвин). Излучение и потоки частиц протозвезды интенсивно тормозят и "сдувают" в пространство не успевшее упасть на ядро вещество облака, - тем сильнее, чем больше начальная масса облака. Масса звезды всегда меньше массы исходной "родительской" туманности: из облака массой 150 М¤ получается звезда массой 65 М¤ ; из облака массой 1 М¤ получается звезда массой 0,8-0,9 М¤ .

     Последний этап эволюции протозвезды - медленное  сжатие, пока температура в ее недрах не достигнет 6× 106 К и вслед за быстрым "выгоранием" изотопов лития и бериллия начнутся термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Сжатие звезды продолжается до установления гидростатического равновесия между силами гравитационного сжатия и лучистого давления, выражаемого формулой: . Так рождаются звезды.

     Термоядерные  реакции в недрах голубых гигантов начинают протекать уже через сотни тысяч лет.

     Звезды  солнечной массы становятся звездами главной последовательности за 50 миллионов  лет; в ходе дифференциации внутреннего  строения в возрасте 2 миллиона лет  в их недрах формируются зоны лучистого  переноса. Молодые звезды отличаются повышенной магнитной активностью: их магнитные поля отчасти захватываются  из протозвездного облака, но в основном порождаются гидромагнитным динамо мощной конвективной зоны. Они замедляют  изначально довольно высокую скорость вращения звезд (10-25 км/с) и взаимодействуют  с веществом протопланетных дисков.

     Звезды-карлики массой 0,08 М¤ "выходят на главную последовательность" за 15 миллиардов лет.

     Протозвезды с массой менее 0,065 М¤ никогда не становятся настоящими звездами: давление вырожденного газа в ядре останавливает  его сжатие при нагреве до Т » 2,5× 106 К, задолго до значения температуры, необходимого для протекания термоядерных реакций.

     Такие объекты называются коричневыми карликами. В классификации космических тел они занимают промежуточное положение между планетными телами и звездами.

     Выделяют 2 класса коричневых карликов. Масса L–карликов  составляет 7× 1028– 1029 кг, температура  фотосферы от 1000 К до 2200 К; в их спектрах наблюдаются линии поглощения щелочных металлов KI, NaI, RbI, CsI,а молекулярные полосы сильно ослаблены. Т-карлики обладают меньшей массой, температуры их фотосфер не превышают 1000 К; из линий поглощения щелочных металлов в спектрах видны лишь линии RbI, CsI, молекулярные полосы почти отсутствуют. В атмосферах коричневых карликов много молекулярного водорода и пыли. Максимум энергии красные карлики излучают в инфракрасном диапазоне длин волн электромагнитного излучения. Молодые коричневые карлики имеют темно-красный цвет и похожи по внешнему виду на красные карлики, с возрастом они темнеют и становятся похожими на планеты-гиганты. Размеры коричневых карликов составляют около 150000 км и мало зависят от массы: ее увеличение ведет лишь к возрастанию средней плотности, достигающей в центре коричневых карликов 7× 104 кг/см3.