Як не різноманітні зірки за своїми фізичними характеристиками, все ж і для них є межі можливого. Не кожна зірка, яку здатна створити людська фантазія, могла б реально існувати. Зірками можуть бути космічні тіла, що володіють тільки такою масою, яка укладена в певних межах.
Якщо маса небесного тіла не перевищує 0,02 маси Сонця, воно не може стати самосвітом. При більшій масі тіла тиск і температура в надрах досягають такої величини, при якій ядерна енергія починає виділятися з речовини майже з такою ж легкістю, як пар з киплячої води. Звідси можна зробити висновок, що зірок з масою, рівною, наприклад, масі Землі або навіть масі Юпітера, існувати не може. З таких міркувань і встановлюється нижня межа для можливих мас зірок.
Вище були згадані «характеристики» зірок. Основні характеристики зірки - маса, радіус (не рахуючи зовнішніх прозорих шарів), світність (повна кількість випромінюваної енергії); ці величини часто виражаються в частках маси, радіусу і світності Сонця. Крім основних параметрів, вживаються їх похідні: ефективна температура; спектральний клас, що характеризує ступінь іонізації та збудження атомів в атмосфері зірки; абсолютна зоряна величина (тобто зоряна величина, яку мала б зірка на стандартній відстані 10 парсек). Розгляньмо деякі з них докладніше.
Маса зірок
По суті, астрономія не мала і не володіє в даний час методом прямого і незалежного визначення маси ізольованої, тобто не входить до складу кратних систем, зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. "Маси зірок змінюються в порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких більше або менше сонячної в 10 разів.
У такій ситуації астрономи мовчазно приймають, що зірки з однаковою світністю і кольором мають однакові маси. Вони визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її «сестра», що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з деякою обережністю. На основі закону Всесвітнього тяжіння і законів Кеплера, узагальнених Ньютоном, була виведена формула
a3
M1 + M2 = ----
3P2
де M1 і M2 - маси головної зірки та її супутника, Р - період обігу супутника, а - велика напівось земної орбіти ". Найбільш «легкі» з зірок, мабуть, можна зустріти серед так званих невидимих супутників зірок.
Зараз налічується кілька десятків зірок, політ яких у просторі здійснюється по злегка звивистою, хвилеподібною кривою. Пояснити такий складний характер руху можна тільки тим, що поруч із зіркою рухається невидимий супутник (або супутники), тяжіння якого відхиляє зірку від прямолінійного шляху.
Точніше кажучи, хвилеподібна траєкторія польоту зірки є результатом складання двох рухів, в яких вона одночасно бере участь, - руху навколо центру Галактики і поводження разом зі своїм невидимим супутником навколо загального центру мас.
За характером траєкторії зірки можна вирахувати масу та орбіту її невидимого супутника. Цікаві результати в цьому відношенні отримані для зірки 61 Лебедя, тієї самої, до якої ще в 1838 р. Бессель визначив відстань, близьку до 11 світлових років.
Зірка 61 Лебедя - подвійна. Інакше кажучи, вона являє собою систему з двох сонць, помаранчевого і червоного кольору, з яких друга, червона зірка по блиску вдвічі поступається першою. Рух у просторі обох зірок явно вказує на існування в цій системі ще третього компонента. Визначенням його маси і орбіти займалися кілька астрономів, у тому числі пулківський астроном А.Н.Дейч. Виявилося, що невидимий супутник у системі 61 Лебедя звертається навколо однієї з зірок по вельми витягнутій еліптичній орбіті з періодом близько 5 років на середній відстані, що в 3 рази перевищує відстань від Землі до Сонця.
Вважати це невидиме небесне тіло планетою не можна. Його маса становить 0,024 маси Сонця, тобто вона більше тієї мінімальної маси, при якій тіло неминуче стає зіркою. Тому можна бути впевненим у тому, що система 61 Лебедя складається з трьох зірок, причому третій, невидимий її компонент є одна з найменш масивних зірок. Природа обмежує зірки і з боку дуже великих мас. Щоб зрозуміти, чим викликано це обмеження, спробуємо уявити собі обстановку в надрах якоїсь зірки.
Будь-яка звичайна зірка - це надзвичайно розпечена газова куля. У кожній точці зірки діють три сили. По-перше, сила тяжкості, що тягне частинку зірки до її центру. По-друге, тиск газу, який, прагнучи розширитися, виштовхує ту ж частинку в зворотному напрямку, до поверхні зірки. І, нарешті, по-третє, тиск світла, що пробивається з надр зірки назовні і тому приєднує свої зусилля до тиску газу. У кожній точці зірки боротьба трьох сил закінчується, по суті, нічим. Всі вони врівноважуються, і тому зірка є стійкою освітою. Рішуче переважання будь-якої з трьох сил над іншими виявилося б для зірки катастрофічним. Якби, наприклад, тиск світла або газу раптово різко зріс, зсередини розпирається зірка «розвалилася б» на частини.
Перестань зірка випромінювати світло або втратив раптово газ свою пружність, зірка сильно стиснулася б, перейшовши в інший, «неупертий» стан. Насправді у спостережуваних нами зірках панують стійкість і рівновага. Але так може бути не завжди. З ростом маси зірки збільшується її світність, тобто кількість світла, випромінюване надрами зірки. При дуже великій масі, наприклад в тисячі разів перевищує масу Сонця, рівновага трьох сил неодмінно порушиться. Світловий тиск стане настільки потужним, що він зсередини підірве стійкість зірки.
Серед відомих зірок наймасивнішою вважається зірка Пласкетта, вона подвійна, причому період обігу в цій системі близький до 14 діб. Визначити масу зірки можна, якщо відомо відношення прискорення одного компонента системи по відношенню до іншого, який передбачається нерухомим. У системі зірки Пласкетта обидва компоненти приблизно однаково масивні, і в цій своїй якості вони перевершують Сонце в 50 - 60 разів. Питання про існування «надзірок», тобто зірочних об'єктів, маса яких може перевершувати сонячну в мільйони і навіть мільярди разів, поки залишається відкритим.
Щільність зірок
Оскільки розміри зірок відрізняються значно більше, ніж їх маси, то і середні щільності зірок сильно відрізняються один від одного. У гігантів і надгігантів щільність дуже мала. Наприклад, щільність Бетельгейзе близько 10-3 кг/м3. Разом з тим існують надзвичайно щільні зірки. До них відносяться невеликі за розмірами білі карлики (їх колір обумовлений високою температурою). Наприклад, щільність білого карлика Сіріус В більше 4х107 кг/м3. Наразі відомі значно щільніші білі карлики (1010- 1011 кг/м3). Величезні щільності білих карликів пояснюються особливими властивостями речовини цих зірок, яка являє собою атомні ядра і відірвані від них електрони. Відстані між атомними ядрами в речовині білих карликів повинні бути в десятки і навіть сотні разів менше, ніж у звичайних твердих і рідких тілах, з якими ми зустрічаємося в земних умовах. Агрегатний стан, в якому знаходиться ця речовина, не можна назвати ні рідким, ні твердим, оскільки атоми білих карликів зруйновані. Мало схоже ця речовина на газ або плазму. І все-таки його прийнято вважати «газом», враховуючи, що відстань між частинками навіть у щільних білих карликах у багато разів більша, ніж самі ядра атомів або електрони.
Світність зірок
Одні зірки здаються нам більш яскравими, інші більш слабкими. Але це ще не говорить про справжню потужність випромінювання зірок, так як вони знаходяться на різних відстанях. Таким чином, видима зоряна величина сама по собі не може бути характеристикою зірки, оскільки залежить від відстані. Справжньою характеристикою служить світність, тобто повна енергія, яку випромінює зірка в одиницю часу. Світності зірок вкрай різноманітні. У однієї з зірок-гігантів - S Золотої Риби - світність в 500000 разів більше сонячної, а світність найслабших зірок-карликів приблизно в стільки ж разів менше.
Світність зірки, як вже говорилося, тісно пов'язана з її масою. Чим більше речовини укладено в зірці, тим більш яскраво вона світить. Звідси стає зрозуміло, чому третій компонент системи 61 Лебедя залишається поки невидимим. Ця зірка містить так мало речовини, що її досить слабке випромінювання не може бути виявлено за допомогою сучасних телескопів.
"Характеристикою світності є так звана абсолютна величина зірки. Видима зоряна величина залежить, з одного боку, від її світності і кольору, з іншого - від відстані до неї. Якщо віднести будь-яку зірку на умовну стандартну відстань 10пс, то її величина буде називатися «абсолютною». Пояснимо це прикладом.
Якщо видима (відносна) зоряна величина Сонця (визначена потоком випромінювання від нього) дорівнює -26.8, то на відстані 10пс (яке приблизно в 2 млн. разів більше істинної відстані від Землі до Сонця) його зоряна величина буде близько + 5. На такій відстані наше денне світило здавалося б зірочкою, ледь видимою неозброєним оком (нагадаємо, що найслабші зірки, видимі неозброєним оком, мають величину + 6). Зірки високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад -7, -5. Зірки низької світності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютних величин, наприклад + 10, + 12 тощо.
Якщо відома абсолютна зоряна величина, то можна обчислити світність будь-якої зірки за формулою: lg L = 0,4 (M-Мс), де: L - світність зірки, M - її абсолютна зоряна величина, а Мс- абсолютна зоряна величина Сонця ".
