В 1920 году удалось измерить диаметр Бетельгейзе. Хотя звезды даже в самые мощные телескопы видны как безразмерные точки, был придуман остроумный метод вычисления их размеров. Дело в том, что лучи света, приходящие к земному наблюдателю от противоположных точек звездного диска (который мы не воспринимаем как диск), образуют, тем не менее, некоторый угол между собой. Разумеется, измерить его величину непосредственно невозможно, но световые лучи, накладываясь друг на друга, интерферируют между собой, так что с помощью особого прибора (интерферометра) можно измерить результат подобного сложения и вычислить величину угла. Зная этот угол и расстояние до звезды, можно без особого труда рассчитать ее действительный диаметр. Конечно, метод имеет свои ограничения (угол не должен быть исчезающе малым), но во многих случаях он исправно работает и весьма неплохо себя зарекомендовал.

Вычисленный таким образом поперечник Бетельгейзе поражал воображение. Оказалось, что он почти в 350 раз больше диаметра Солнца и составляет примерно 500 миллионов километров. Напомним читателю, что орбита Марса лежит в 220 миллионах километров от Солнца. Если бы удалось поместить эту звезду на место нашего светила, поверхностные слои фотосферы Бетельгейзе распространились бы далеко за орбиту Марса, и все четыре планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс) погрузились бы в звездные недра. Поверхность Бетельгейзе будет почти в 120 тысяч раз больше поверхности Солнца, поэтому вряд ли стоит удивляться, что ее светимость в несколько тысяч раз превосходит солнечную. Объем этой красной звезды в 40 миллионов раз больше объема Солнца. Несмотря на столь фантастические размеры, масса Бетельгейзе оценивается всего лишь в 12–17 солнечных масс, то есть ее средняя плотность должна быть ничтожно малой. Красные сверхгиганты, внутри которых могут поместиться несколько планетных орбит Солнечной системы, можно сравнить с огромными пузырями. Если средняя плотность солнечного вещества равна примерно 1,4 г/см3(почти в полтора раза больше плотности воды), то у таких чудовищно раздувшихся пузырей она будет в миллионы раз меньше, чем у воздуха.

Бетельгейзе – отнюдь не уникум среди звезд. Встречаются красные сверхгиганты столь невообразимо огромные, что звезды вроде Антареса или Бетельгейзе покажутся рядом с ними сущими крохами. Например, эпсилон Возничего превосходит в размерах альфу Ориона по меньшей мере впятеро, но мы его даже не видим, потому что излучение этого монстра почти целиком лежит в инфракрасной области спектра. Обнаружить его удалось из-за присутствия яркого спутника, который периодически затмевается звездой-невидимкой. Эпсилон Возничего является инфракрасным сверхгигантом с поперечником в 3,7 миллиарда километров. Если поместить его на место Солнца, он без труда «проглотит» первые 6 планет (Меркурий, Венеру, Землю, Марс, Юпитер и Сатурн) и заполнит Солнечную систему вплоть до орбиты Урана. Другая звезда этого типа – VV Цефея А – лишь немногим уступает в размерах своей товарке из созвездия Возничего. Ее поперечник больше диаметра Бетельгейзе в три с лишним раза. Поиски звезд-невидимок связаны с большими трудностями, поскольку земная атмосфера почти непрозрачна для инфракрасных лучей; кроме того, собственное тепловое излучение Земли гасит тепло, приходящее из космоса. Тем не менее удалось измерить температуру некоторых звезд, которые светят в инфракрасном диапазоне. Она находится в пределах 800 – 1200 градусов Кельвина, что, конечно же, очень мало: 800 градусов – это только-только температура красного каления. Темные и холодные сверхгиганты вроде VV Цефея или эпсилона Возничего должны быть пустыми разреженными мирами, потому что их начинка размазана по колоссальному объему. Если бы каким-то чудом удалось перенести вещество этих звезд в земную лабораторию, его средняя плотность почти не отличалась бы от вакуума.

Коль скоро в природе имеются красные гиганты и сверхгиганты, естественно предположить, что должны существовать и красные карлики, попадающие в тот же самый спектральный класс М. Вспомним хотя бы «летящую» звезду Барнарда, резво движущуюся по небосводу со скоростью более 10 угловых секунд в год. Это очень много, потому что собственное движение звезд измеряется, как правило, гораздо меньшими величинами (около одной секунды в год или еще меньше). Выдающаяся легкоатлетка обязана своим названием американскому астроному Эдварду Барнарду, который открыл ее в 1916 году. Красные карлики, заметно уступающие по массе Солнцу, отнюдь не пузыри, а вполне увесистые полноценные звезды. Более того, сплошь и рядом они значительно плотнее нашего светила. Например, красный карлик Крюгер 60В легче Солнца всего в пять раз, хотя его объем составляет 1/125 часть солнечного. Следовательно, 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 в шесть с лишним раз.

В скобках заметим, что плотность всех небесных тел (и предельно разреженные газовые пузыри вроде Антареса и Бетельгейзе здесь тоже не исключение) стремительно растет по направлению к центру. Чтобы Солнце могло стабильно существовать, не схлопываясь под действием сил гравитации, плотность его центральных областей должна достигать величин порядка 100 г/см3, что превышает плотность платины в пять раз. Понятно, что в центре Крюгера 60В аналогичный показатель по крайней мере на два порядка больше.

Однако плотность красных карликов – форменный пустяк на фоне карликов белых. Белые карлики – это маленькие и очень горячие звезды, представляющие собой заключительный этап эволюции небесных светил вроде нашего Солнца. Температура их поверхностных слоев колеблется в широких пределах – от 5 тысяч градусов у «старых» холодных звезд до 50 тысяч у «молодых» и горячих. По массе они вполне сопоставимы с Солнцем, а вот их поперечник, как правило, не превышает диаметра Земли (примерно 12 800 километров). Таким образом, их средняя плотность достигает величин порядка 106г/см3и превышает солнечную в сотни тысяч раз. Один кубический сантиметр вещества белого карлика может весить несколько тонн. Первый белый карлик был открыт в 1844 году Фридрихом Бесселем, когда он неожиданно обнаружил аномалии в движении Сириуса – самой яркой звезды нашего неба. Его траектория по непонятной причине периодически отклонялась от среднего положения, поэтому Бессель предположил, что Сириус входит в двойную систему, то есть имеет массивную звезду-спутник, а оба светила обращаются вокруг общего центра масс. В 1862 году в окрестностях Сириуса удалось разглядеть тусклое пятнышко, и с тех пор яркий компонент этой двойной системы носит имя Сириуса А, а его незначительный темный сосед получил название Сириуса В.

Сириус В – далеко не самый мелкий представитель популяции белых карликов. Поскольку его светимость в 300 раз меньше солнечной, а температура поверхности достигает 8000 градусов Кельвина (температура Солнца – 5800 градусов), не составляет большого труда вычислить его размеры. Радиус Сириуса В должен быть около 20 тысяч километров (на 5 тысяч километров меньше Нептуна, но втрое больше Земли), а поскольку его масса составляет 95 % массы Солнца, то средняя плотность его вещества равняется 105г/см3.

Разумеется, Сириус В – отнюдь не исключительное явление. Вскоре был обнаружен сверхплотный спутник Проциона, почти вдвое легче Солнца, а затем находки хлынули как из рога изобилия. На сегодняшний день белых карликов обнаружено достаточно много (хотя поиски этих маленьких тусклых звезд сопряжены с немалыми трудностями), 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 массы Солнца до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем следует иметь в виду, что на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики, так как масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс. Масса – чрезвычайно важная характеристика, поскольку определяет не только звездный modus vivendi, но и ее печальный финал, а в известном смысле – даже посмертную судьбу звезды. Но об эволюции звезд мы в свое время поговорим отдельно.