Таким образом, советскими астрономами установлено с большой степенью вероятности существование двух путей звездной эволюции. Однако наряду с положительными результатами остается еще большое количество неясных вопросов. Что касается самих звезд О- и Т-ассоциаций, то мы не можем еще с уверенностью сказать, например, во что они превратятся после того, как они исчерпают весь свой запас водорода. Возможно, что звезды Т-ассоциаций, став сначала красными карликами, в конце концов перейдут в состояние белых карликов.

С другой стороны, необходимо объяснить происхождение новых и сверхновых звезд и красных гигантов. Исследования новых и сверхновых звезд пока не позволяют придти к какому-либо определенному выводу. Относительно красных гигантов следует заметить, что часто наблюдают их присутствие в О-ассоциациях вместе с очень горячими (белыми) гигантскими звездами. Согласно В. В. Соболеву эти красные гиганты имеют то же внутреннее строение, что и наблюдающиеся рядом звезды с очень высокой температурой, но они окружены обширной и более холодной оболочкой небольшой массы.

Наконец, остаются нерешенными проблемы вращения звезд. Дело в том, что, как установил Г. А. Шайн, скорость вращения звезд зависит от их физического типа (карлики вращаются в общем медленнее, чем яркие гиганты), причем различие в скорости иногда весьма значительно. Научная космогония должна удовлетворительным образом объяснить этот факт.

Все результаты, которые мы сейчас изложили, относятся к эволюции близких к нам звезд нашей Галактики, т. е. звезд, принадлежащих согласно терминологии Бааде к населению I типа. В 1952 г. Бааде детально изучил звездное население II типа в двух шаровых скоплениях. Пытаясь построить для этих звезд график, аналогичный диаграмме Рессела, он пришел к выводу, что точки, представляющие положения звезд, располагаются на диаграмме спектр — светимость по ломаной линии, резко отличающейся от положения главной последовательности и других ветвей диаграммы, приведенной на стр. 34.

Отсюда Бааде делает заключение, что звезды населения II типа имеют особый путь эволюции. Они рождаются как весьма небольшие, но яркие звезды, а когда запасы водорода в их центральном ядре приходят к концу, становятся неустойчивыми и их размеры резко возрастают. Такие звезды проходят через стадию красных гигантов, а затем уже окончательно сжимаются и кончают свое существование как белые карлики.

Еще слишком рано оценивать значение этого последнего открытия. В частности, действительно ли характер эволюции звезд населения II типа может объяснить, как это полагают многие астрономы, довольно странный вид диаграммы Рессела для звезд Млечного Пути, т. е. не вызван ли он тем, что население II типа, к которому можно было бы причислить субкарлики и некоторые короткопериодические переменные звезды, накладывается на население I типа? Но во всяком случае очевидно, что эволюция звезд идет не по единому, а по различным путям. Вполне возможно, что деление на звездное население I и II типов является, как полагают некоторые советские астрономы, слишком схематичным, и необходимо вводить более подробную дифференциацию.

Работы В. А. Амбарцумяна свидетельствуют о том, что звезды образуются группами. Так как естественно полагать, что они формируются за счет диффузной материи, то астрономы попытались выяснить, не являются ли некоторые сгущения этой материи звездами, находящимися в процессе формирования.

Внимание наблюдателей было сначала обращено на маленькие темные пятна, наблюдающиеся на небе и имеющие размеры порядка одного светового года. Эти небольшие, имеющие примерно сферическую форму скопления названы глобулами. По мнению американских астрономов Бока и Уипла, из них непосредственно образуются звезды. Далеко идущие гипотезы, построенные на основании этого допущения, претендовали также на объяснение происхождения самих глобул, рассматриваемых как скопления межзвездной материи, «сметенной в кучу» давлением светового излучения соседних звезд. Однако последняя гипотеза, которая неразрывно связана с объяснением дальнейшей эволюции глобул и превращения их в звезды, опровергается наблюдениями. Как показал советский астроном В. Г. Фесенков, глобулы всегда принадлежат более обширной туманности, и до сих пор не удалось обнаружить сгущения, которые могли бы соответствовать промежуточному этапу между глобулами Бока и какими-нибудь звездами.

В. Г. Фесенков, используя превосходный телескоп системы Максутова, установленный в Алма-Ата, обнаружил на многочисленных снимках существование в некоторых туманностях очень тонких волокон, связывающих ясно различимые однотипные звезды. Звезды, составляющие подобные цепочки, очень близки друг к другу, их взаимные расстояния имеют порядок нескольких световых дней (в сто раз больше диаметра орбиты Плутона), что как раз соответствует тому теоретическому минимуму, при котором соседние сгущения могут быть устойчивыми.

Подобные цепочки в целом являются, по-видимому, неустойчивыми и, следовательно, образовались недавно. (Здесь мы опять столкнемся с применением положения, о важной роли неустойчивых состояний.) Что касается волокон, «связывающих» эти цепочки звезд, то они представляют собой, как можно думать, газовые остатки более плотных волокон, еще не сконденсировавшиеся в звезды. Некоторые снимки подтверждают эту точку зрения.[59] Идя дальше, В. Г. Фесенков пытается даже выяснить происхождение самих этих волокон. Сравнивая между собой различные галактические туманности,[60] он наметил возможный ход их эволюции. Сначала туманности имеют неправильную форму и являются чисто диффузными (т. е. газовыми и пылевыми); в их состав входят темные облака поглощающей материи. Затем под влиянием внутренних сил возникают волнообразные возмущения, которые приводят к образованию крупных изолированных волокон. На последнем этапе такой эволюции туманность имеет чисто волокнистую структуру, причем волокна обладают довольно большой плотностью, как раз такой, при которой оказывается возможным появление сферических сгущений, превращающихся в звезды.

Мы уже видели, что гипотеза Джинса о происхождении солнечной системы была оставлена после открытия других планетных систем и после теоретических работ различных астрономов (Спитцер, Рессел, Н. Н. Парийский). Крах идей Джинса в этой области немедленно вызвал появление большого числа новых гипотез.

Для того чтобы избежать трудностей, встречающихся в тех гипотезах, согласно которым планеты образуются из материи, вырванной из Солнца, некоторые ученые возвратились, хотя и разными путями, к гипотезе, предполагающей существование первоначальной туманности. Очень разреженное пылевое облако, окружающее Солнце и создающее при освещении его солнечными лучами эффект, известный под названием зодиакального света (видимого после захода Солнца в хорошую погоду), а также метеориты, все время падающие на Землю, имеют согласно этой гипотезе общее происхождение из первоначальной туманности.

Согласно новой гипотезе Земля и планеты образовались в условиях низкой температуры, что противоречит прежним геологическим теориям, но, наоборот, согласуется со многими более поздними работами, выполненными, в частности, В. И. Вернадским в СССР. Дискуссия в 1950 г. на Международной конференции в Санта-Фе, в которой участвовали геологи, геофизики и геохимики, показала большую вероятность того, что Земля находилась первоначально в холодном состоянии. Среди гипотез, основывающихся на этом соображении, мы отметим уже упомянутую гипотезу американского астронома Уипла, германского астронома Вайцзеккера, которая была недавно развита далее голландцем Тер Хааром, и гипотезу советского ученого О. Ю. Шмидта.