Те несколько тысяч звезд, которые мы можем наблюдать без помощи астрономических инструментов, выглядят по-разному — крупные и яркие, хорошо различимые, а рядом — крохотные туманные точки в глубинах Вселенной, чей блеск находится на пороге восприятия нашего глаза.

Исследования космоса доказывают, что видимая яркость звезды зависит в первую очередь от расстояния до нее и светимости — величины, с помощью которой в астрономии определяют количество энергии, излучаемой в единицу времени. Светимость звезд можно измерять в единицах мощности, но гораздо удобнее сравнивать их со светимостью хорошо известного объекта — такого, как наше Солнце.

Цвет и температура

Измерять энергетические характеристики излучения в астрономии начали с появлением в первой половине 20 в. такого раздела прикладной оптики, как фотометрия, и усовершенствованием фотометров. Фотометры стали с тех пор одним из важнейших астрономических инструментов. Первые же результаты показали, что яркие звезды нашего неба по светимости превосходят Солнце, Так, Вега оказалась в 50 раз ярче, Арктур — в 107 раз, а гигант Канопус — даже в 4700 раз. Нашлось и немало звезд меньшей светимости.

Светимость зависит как от размеров звезды, так и от температуры ее поверхности. Самым характерным показателем температуры является цвет, который в некоторых случаях можно увидеть даже невооруженным глазом. Если постепенно нагревать сталь, она постепенно становится темно-багровой, вишнево красной, ярко-оранжевой, а затем — ослепительно белой. То же и со звездами: более «холодные» звезды имеют красноватый оттенок, а «горячие» испускают белый или даже голубоватый свет. Температура их поверхностей изменяется в диапазоне от 2—3 до 30—50 тыс. градусов.

Светимость и размеры

Определить размеры звезды — задача не из простых. Ведь даже самые мощные современные телескопы не в состоянии различить их диски. Для звезд из ближайшего окружения Солнца используют метод покрытия Луной. Когда край лунного диска приближается к звезде, он закрывает его не мгновенно, а в течение небольшого промежутка времени. Такой способ требует огромной точности, но если удается измерить этот микроскопический промежуток, то вычислить размеры звезды может даже школьник.

Этот метод подходит не для всех ближайших звезд — ведь Луна движется только среди части созвездий нашего неба. Поэтому размеры большинства известных звезд вычисляются теоретически. Для Солнца нам известны все три главные величины — светимость, температура поверхности и диаметр солнечного диска. Законы излучения энергии действуют одинаково во всех уголках Вселенной. Светимость и температуру современные астрономы могут определить с достаточно высокой точностью, после чего остается сравнить светимость Солнца и звезды, выраженную через температуру и радиусы обоих светил.

Масса и «темперамент»

Масса — едва ли не самая главная характеристика звезды. От того, сколько вещества звезде удалось «собрать» к моменту ее рождения, зависит весь ее жизненный путь. В недрах массивных звезд возникают сверхвысокие температуры и давления, при которых бурно выделяется энергия. Светимость такого небесного объекта необычайно высокая, запасы водорода и гелия — основного топлива, поддерживающего термоядерные реакции в ядре светила, расходуются быстро, и «жизнь» звезды, как правило, оказывается недолгой. Зато светила с малой массой расходуют свою энергию гораздо экономнее, и время их «жизни оказывается значительно более продолжительным.

Массу звезд астрономы определяют с помощью закона всемирного тяготения. Это становится возможным тогда, когда светила образуют системы, но в случае одиночных звезд приходится ограничиваться менее точными оценками на основе светимости: чем выше светимость, тем больше масса.

Интересно, что по светимости и размерам звезды отличаются гораздо более заметно, чем по массам. Не существует звезд с массой меньшей, чем одна десятая массы нашего Солнца. В них не могут возникнуть условия для начала термоядерных реакций. Но нет и звезд с массой большей, чем 150 масс Солнца, — такие светила становятся слишком неустойчивыми и вскоре после того, как вспыхивают, гибнут и распадаются.

Размеры звезд отличаются огромным разнообразием. Диаметр «белых карликов» существенно меньше солнечного и приближается к размерам Земли. Еще более «мелкие» нейтронные звезды имеют поперечник всего в несколько километров. А красные сверхгиганты, которых немало в нашей галактике, так велики, что если их поместить в центр нашей Солнечной системы, то орбиты многих планет, включая Юпитер, окажутся внутри звезды! Вещество в звездах различных размеров находится в настолько разных состояниях, что их не так-то просто отнести к небесным телам, принадлежащим к одному «семейству».