Однако встречаются переменные звезды, колебания блеска которых объясняются совсем иначе. Вот Алголь (бета Персея), звезда, которую в старину называли «глазом дьявола» и «вурдалаком». Ее яркость изменяется на целую звездную величину почти каждые трое суток. Но Алголь — это так называемая «затменная» двойная. Просто вокруг Алголя обращается слабая звезда — второй компонент двойной системы, орбита которой лежит в одной плоскости с земной орбитой. Когда она оказывается между Алголем и Землей на луче зрения земного наблюдателя, то частично его затмевает.
С другой стороны, красные гиганты нагреты относительно слабо, «всего лишь» до 2–3 тыс. градусов. Но суммарная интенсивность светового потока будет весьма значительной по сравнению с Солнцем. Это потому, что красные гиганты — действительно гиганты. Они очень-очень большие. Пусть квадратный километр поверхности, скажем, Бетельгейзе светит относительно слабо, но площадь-то этой звезды на несколько порядков больше, чем Солнца! Поэтому мощность ее излучения во много раз превысит солнечную. В 1920 году удалось измерить диаметр Бетельгейзе. Оказалось, что она почти в 350 раз больше диаметра Солнца и составляет примерно 500 млн км.
Что будет, если Бетельгейзе окажется на месте нашего Солнца? Орбита, например, Марса находится в 220 млн км от Солнца. Все планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс) просто попали бы внутрь гигантской звезды. Как бы мы тогда писали и читали о Бетельгейзе?
Но не будем спешить. Объем Бетельгейзе в 40 млн раз больше объема Солнца. А ее масса оценивается всего лишь в 12–17 солнечных масс. О чем это говорит? О том, что красный сверхгигант, внутри которого могут поместиться несколько планетных орбит Солнечной системы, — нечто вроде огромного воздушного пузыря. Если средняя плотность солнечного вещества равна примерно 1,4 г/см3 (почти в полтора раза больше плотности воды), то у Бетельгейзе она будет в миллионы раз меньше, чем у воздуха, которым мы дышим. Вот вам и супергигант!
Но Бетельгейзе — еще не самый большой сверхгигант. Встречаются красные сверхгиганты столь невообразимо огромные, что звезды вроде Бетельгейзе рядом с ними просто «карлики в квадрате». Например, эпсилон Возничего. Он является инфракрасным сверхгигантом с поперечником в 3,7 млрд (!) км. Если поместить его на место Солнца, он без труда поглотит первые 6 планет (Меркурий, Венеру, Землю, Марс, Юпитер и Сатурн) и просто заполнит собой Солнечную систему вплоть до орбиты Урана.
Темные и холодные сверхгиганты вроде эпсилона Возничего должны быть пустыми разреженными мирами, ведь их вещество «размазано» по колоссальному объему. Плотность такого вещества мало отличается от плотности пустоты, от плотности вакуума.
Если в «красном» звездном классе М есть сверхгиганты, то, по логике, должны быть и красные карлики, заметно уступающие по массе Солнцу. Но они отнюдь не разреженные пузыри, а полноценные звезды. Они могут быть даже «упитаннее», плотнее нашего Солнца, и довольно существенно. Скажем, красный карлик Крюгер 60В легче Солнца всего впятеро, хотя его объем составляет 1/125 часть нашей звезды. Таким образом, его средняя плотность должна равняться 35 г/см3, что в 25 раз превосходит плотность Солнца (1,4 см3) и в полтора раза — плотность платины. Даже такое твердое небесное тело, как наша родная планета, имеет среднюю плотность порядка 5,5 г/см3 (плотность каменных пород земной коры составляет 2,6 г/см3, а к центру Земли она достигает величины 11,5 г/см3), то есть уступает Крюгеру более чем вшестеро.
Конечно, плотность всех небесных тел (даже исполинских газовых пузырей вроде Бетельгейзе) стремительно растет по направлению к центру. Чтобы Солнце могло стабильно существовать, чтобы не сколлапсировало под действием сил гравитации, плотность его центральных областей должна достигать величин порядка 100 г/см3, что превышает плотность платины в 5 раз. Понятно, что в центре Крюгера 60В эта величина будет раз в 100 больше.
Такие плотные-плотные красные карлики… Что же, в нашей Вселенной нет ничего плотнее? Есть. Это белые карлики. Белые карлики по звездным меркам — очень маленькие и очень горячие звезды. Температура их поверхностных слоев колеблется в широких пределах — от 5000 К у «старых» холодных звезд до 50 000 К у «молодых» и горячих. По массе они вполне сопоставимы с Солнцем, а вот их поперечник, как правило, не превышает диаметра Земли, а он составляет, как нам известно из школьного курса, примерно 12 800 км. Таким образом, их средняя плотность достигает величин порядка 106 г/см3 и превышает плотность нашего Солнца в сотни тысяч раз. Один кубический сантиметр вещества белого карлика может весить несколько тонн!
На сегодняшний день белых карликов обнаружено достаточно много, и по предварительным оценкам на их долю приходится несколько процентов звезд нашей галактики.
Несмотря на чудовищный разброс звездного населения по параметру плотности — от почти полного вакуума до величин, сравнимых с плотностью атомного ядра, массы звезд различаются не очень сильно — от 0,1 до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики. Масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс.
Для наглядного представления всех этих звездных отношений рассмотрим следующую плоскую диаграмму.
Диаграмма: спектральный класс — светимость звезд
Астрономы и физики широко ею пользуются как универсальным инструментом, хотя и называют по-разному. На горизонтальной оси этой диаграммы слева направо отложены спектральные классы в порядке убывания температуры, от О до М. На вертикальной оси снизу вверх располагается светимость (или абсолютные звездные величины) по мере ее возрастания. Есть эмпирическая зависимость между температурой и светимостью. Чем звезда ярче, тем она горячее, хотя, конечно, бывают и исключения (вспомните красные супергиганты). Но в среднем эта закономерность работает. Поэтому чем левее лежит спектральный класс исследуемой звезды на горизонтальной оси (следовательно, чем больше ее температура), тем выше она поднимается по вертикальной шкале абсолютных звездных величин (светимости).
Большинство звезд оказываются на диагонали в виде широкой полосы, идущей от верхнего левого угла диаграммы, где лежали горячие и яркие звезды, к нижнему правому углу, населенному холодными и тусклыми красными карликами. Эту широкую диагональную ленту называют главной последовательностью.
Звезды, лежащие на главной последовательности, подчиняются определенным правилам. Например, существует взаимосвязь между температурой звезды и ее радиусом: звезда с определенной температурой поверхности не может быть сколь угодно большой, а значит, и ее светимость тоже находится в определенном интервале значений. Кроме того, светимость связана с массой звезды. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О — В до К — М, то масса звезд непрерывно уменьшается. Скажем, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, тогда как у звезд класса В они не превышают 10 масс Солнца. Наше Солнце, как известно, имеет спектральный класс G2, поэтому оно будет находиться почти в середине главной последовательности, немного ближе к ее правому нижнему краю. У звезд более поздних классов массы заметно меньше солнечной; например, красные карлики спектрального класса М легче Солнца в 10 раз. Физическую причину всех этих закономерностей удалось понять только после создания теории термоядерных реакций.
Однако на главную последовательность попадает далеко не все звездное население. Красные гиганты образуют отдельную ветвь, которая широкой полосой растет от середины главной последовательности и уходит в правый верхний угол диаграммы — с огромной светимостью и низкой температурой поверхности. На фоне основной массы звездного населения гигантов сравнительно немного. А в нижнем левом углу диаграммы разместились белые карлики — горячие звезды с низкой светимостью, что говорит об их очень малых размерах.
В 1972 году американцами был запущен космический аппарат Pioneer-10. На его борту находилось послание внеземным цивилизациям: табличка с изображениями мужчины, женщины и схемы расположения Земли в космосе. Год спустя вслед за ним отправился Pioneer-11. К настоящему времени оба аппарата уже должны были находиться в дальнем космосе. Однако необычным образом их траектории сильно отклонились от расчетных. Что-то начало их тянуть (или толкать), в результате чего они стали двигаться с ускорением. Оно было крошечным — меньше нанометра в секунду, что эквивалентно одной десятимиллиардной доли гравитации на поверхности Земли. Но этого оказалось достаточно, чтобы сместить Pioneer-10 с его траектории на 400 тыс. километров.
