Так родились звёзды – небесные тела настолько горячие, что электроны в них отделяются от атомов (т.е. атомы превращаются в ионы) – такой ионизированный газ называется плазмой (иногда плазму называют четвёртым состоянием вещества – т.е. это не твёрдое, не жидкое и не газообразное, это нечто принципиально иное). Термоядерный синтез, начавшийся при рождении звезды, идёт в ней постоянно – и потому звезда излучает тепло и свет, «выбрасывая» в пространство огромное количество энергии и ионизированных частиц (это называется солнечным ветром). Эта энергия разорвала бы звезду на части, если бы ей не противостояла другая сила – гравитация… которая бы «схлопнула» звезду, если бы не энергия синтеза…
Но звёзды, в которых эти две силы уравновешивают друг друга миллиарды лет, появились не сразу – звёзды первого поколения были очень нестабильны. Они быстро «выгорали», синтезируя всё более тяжёлые элементы – и взрывались, разбрасывая вокруг новые химические элементы, рождённые в результате синтеза – так родилась космическая пыль, из которой потом образовались новые звёзды, планеты и всё, что на них… включая жизнь на Земле! Все атомы, которые существуют во Вселенной (в том числе и те, из которых состоим мы), родились в ходе термоядерного синтеза внутри звёзд – так что мы с полным правом можем назвать себя потомками звёзд.
Точное количество звёзд во Вселенной назвать не может никто, но только в обозримой части Вселенной 100 миллиардов галактик, а количество звёзд в каждой из них тоже исчисляется миллиардами… в общем, это больше, чем песчинок во всех пустынях Земли. Чтобы разобраться во всём этом великолепии, необходима классификация – и звёзды классифицируют по их спектрам: O, B, A, F, G, K, M – это т.н. Гарвардская классификация (англоязычные студенты запоминают её с помощью фразы: «O, be a fine girl, kiss me!» (О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня!»), наши же – «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь»).
O – это голубые звёзды, самые горячие: 30 000-60 000 К (чтобы получить температуру в привычных нам градусах Целься – вычтете из этих чисел 273, но температуру звёзд измеряют обычно в кельвинах – так удобнее, уж очень она велика).
Чуть похолоднее класс B – бело-голубые, 10 000-30 000 К.
Далее идёт класс А – белые, 7 500-10 000 К.
F – жёлто-белые (таков их истинный цвет, а видимый цвет – белый), 6 000 -7 500 К.
G – это звёзды жёлтые, 5 000 – 6 000 К, именно из них наше Солнце.
К – оранжевые, температура 3 500 – 5 000 К.
М – красные, 2 500 – 3 000 К.
Но это звёзды в том состоянии, в котором они проводят большую часть своей жизни (равновесие между синтезом и гравитации). Равновесие нарушается, когда всё «топливо» выгорает. Тогда звезда стремительно теряет газ, а ядро… что с ним произойдёт после «смерти» звезды, зависит от её массы.
Маломассивные звёзды (как наше Солнце) становятся белыми карликами. Это звёзды с массой, сопоставимой с солнечной, но с радиусом в 100 раз меньше… как такое возможно? Да очень просто: сначала – в момент смерти звёзды – победил синтез, выбросив огромное количество вещества в пространство – а потом победила гравитация, сжав звезду до такой плотности, что если бы мы взяли кусок такого вещества размером с кусок сахара и положили на землю – оно пробило бы нашу планету насквозь.
Если же масса звезды больше, чем 1,4 массы Солнца, то смерть звезды сопровождается грандиозным взрывом (это называется вспышка сверхновой) и рождением нейтронной звезды – ещё более плотного объекта с колоссальным магнитным полем, если же более 2,5-3 солнечных масс – рождается чёрная дыра (сущая «гравитационная могила»).
Но и это далеко не всё! Есть ещё коричневые карлики (в которых термоядерный синтез не может уравновесить потерю энергии – и они быстро остывают, превращаясь в подобие планет), красные гиганты, переменные звёзды, меняющие блеск, двойные звёзды (системы из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра и иногда даже обменивающихся веществом)…
Словом, мир звёзд также неисчерпаем, как Вселенная!
