Но самой важной характеристикой звезды является масса — она определяет практически все остальные её свойства, а также особенности её эволюции. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Оказалось, что массы звёзд заключены в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца.
Внутреннее строение звёзд
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры — размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды — Солнца — мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам и компьютерному моделированию.
Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы — электроны, протоны, нейтроны — там такие же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные по экспериментам в физических лабораториях.
Звезда — раскалённый газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила — сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду.
Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда находится в состоянии устойчивого равновесия. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, температура и плотность возрастают к центру звезды. Например, плотность вещества в центре Солнца в 100 раз больше плотности воды. Это во много раз превышает плотность любого твёрдого тела на Земле.
Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. При температуре 10–30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате которых образуются ядра различных химических элементов.
Не все возможные ядерные реакции годятся на роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды типа Солнца. Примером такой реакции служит протон-протонная ядерная реакция.
В 1905–1907 гг. датский астроном Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что голубые звёзды имеют самую высокую яркость, а среди красных звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие, т.е. что цвет и светимость звёзд каким-то образом соотносятся друг с другом. А в 1913 г. американский астроном Генри Рассел сопоставил светимость различных звёзд с их спектральными классами. На диаграмму спектр — светимость, которая теперь называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела, он нанёс все звёзды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды).
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звёзды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Самая густонаселённая из них — главная последовательность — включает в себя около 90% всех наблюдаемых звёзд (в том числе и наше Солнце). На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, пока источником её энергии является реакция превращения водорода в гелий. Именно поэтому на главной последовательности так много звёзд.