Уже давно астрономы понимали, что звезды бывают разные. При помощи телескопа, спектрографа и интерферометра удается определить много физических величин, которые могут быть занесены в паспорт звезды.
Как можно полагать по аналогии с земными опытами (ср. с. 12), характер спектра определяет температуру поверхности звезды. С этой температурой однозначно связан, наблюдаемый цвет звезды. Если температура 3000–4000 К, то цвет красноватый, если 6000–7000 К — желтоватый. Бледно-голубые звезды имеют температуру свыше 10000—12000 К. Выйдя в космические просторы, физики нашли звезды, максимум излучения которых лежит в области рентгеновских и даже гамма-лучей. Это означает, что температуры звезд могут достигать и миллионов кельвинов.
Другой важной характеристикой звезды является суммарная энергия достигающего нас спектра. Это светимость звезды. Колоссальные различия в светимости могут быть связаны с размером и массой звезды, с ее удаленностью от нас и с ее температурой.
Что касается химического состава звезд, то они представляют собой в основном водородно-гелиевые плазмы. Солнце — достаточно типичная звезда. Его химический сослав определен более или менее точно из вида спектров и из теоретических расчетов энергии излучения. Водород составляет 70 %, гелий 29 %. На долю других элементов приходится около 1 %.
В атмосфере многих звезд были обнаружены сильные магнитные поля, в тысячи раз большие магнитного поля Земли. Рассказывает об этом все тот же спектральный анализ, поскольку спектральные линии расщепляются в магнитных полях.
Межзвездная среда разрежена до немыслимых пределов. В одном кубическом сантиметре космоса находится один атом. Вспомните, что в 1 см3 воздуха, которым мы дышим, находится 2,7∙1019 молекул. Приведенная цифра — средняя. Существуют области пространства, где плотность межзвездного газа существенно выше средней. Кроме газа мы встречаемся и с пылью, которая состоит из частичек размером 10-4—10-5 см.
Следует полагать, что звезды образуются из газово-пылевой среды. Под влиянием сил тяготения некое облако начинает стягиваться в шар. Через сотни тысяч лет оно сожмется, а температура звезды повысится и сделает звезду видимой на небосводе. Разумеется, это время сильно зависит от размеров и соответственно от массы сгущающегося облака.
С продолжением сжатия температура в недрах звезды растет и достигает такого значения, при котором начинается термоядерная реакция. Четыре ядра атомов водорода превращаются в ядро атома гелия. Напомним, что при этом 4,0339 а.е.м. четырех атомов водорода превращаются в 4,0038 а.е.м. гелия. Выделяется энергия, эквивалентная 0,0301 а.е.м.
Выгорание водорода, которое происходит в центре звезды, может продолжаться разное время в зависимости от ее массы. Для Солнца это время равно 10–20 млрд. лет. Таков период стабильного состояния звезды. Силы гравитационного притяжения уравновешиваются внутренним давлением горячих ядер, которое пытается раздуть звезду. Так что звезда — это нечто вроде баллона со сжатым газом. Только роль стенок сосуда берут на себя силы тяготения.
Когда запасы водородного горючего начнут приходить к концу, внутреннее давление ослабнет. Ядро звезды начнет сжиматься.
Что же произойдет дальше? — спрашиваем мы у теоретика. Проделав соответствующие расчеты, теоретик отвечает, что дальнейшая судьба звезды зависит от того, удастся ли ей или нет сбросить с себя внешнюю оболочку. Если такой процесс окажется возможным и масса звезды станет раза в два меньше Солнца, то тогда создадутся силы, способные противостоять гравитационным. Образуется маленькая звезда с высокой температурой поверхности. Ее называют белым карликом.
Ну, а дальше? Опять-таки судьба звезды определяется ее массой. Если белый карлик имеет массу меньше, чем полторы массы Солнца, то он будет медленно умирать и никаких драматических событий не произойдет. Радиус будет уменьшаться, температура падать. В конце концов карлик превратится в холодную звезду размером с Землю. Такова «гибель» большинства звезд.
Но если масса белого карлика, образовавшегося после того, как звезда с выгоревшим топливом сбросила с себя оболочку, больше полутора солнечных масс, то сжатие не остановится на стадии белого карлика. Электроны сольются с протонами, и образуется нейтронная звезда, размер которой будет измеряться лишь несколькими десятками километров. Нейтронная звезда, должна, по расчетам, иметь температуру порядка десятка миллионов кельвинов. Максимум ее излучения лежит в области рентгеновских лучей.