Другой важной характеристикой звезды является суммарная энергия достигающего нас спектра. Это светимость звезды. Колоссальные различия в светимости могут быть связаны с размером и массой звезды, с ее удаленностью от нас и с ее температурой.

Что касается химического состава звезд, то они представляют собой в основном водородно-гелиевые плазмы. Солнце — достаточно типичная звезда. Его химический сослав определен более или менее точно из вида спектров и из теоретических расчетов энергии излучения. Водород составляет 70 %, гелий 29 %. На долю других элементов приходится около 1 %.

В атмосфере многих звезд были обнаружены сильные магнитные поля, в тысячи раз большие магнитного поля Земли. Рассказывает об этом все тот же спектральный анализ, поскольку спектральные линии расщепляются в магнитных полях.

Межзвездная среда разрежена до немыслимых пределов. В одном кубическом сантиметре космоса находится один атом. Вспомните, что в 1 см³ воздуха, которым мы дышим, находится 2,7∙10¹⁹ молекул. Приведенная цифра — средняя. Существуют области пространства, где плотность межзвездного газа существенно выше средней. Кроме газа мы встречаемся и с пылью, которая состоит из частичек размером 10^-4—10^-5 см.

Следует полагать, что звезды образуются из газово-пылевой среды. Под влиянием сил тяготения некое облако начинает стягиваться в шар. Через сотни тысяч лет оно сожмется, а температура звезды повысится и сделает звезду видимой на небосводе. Разумеется, это время сильно зависит от размеров и соответственно от массы сгущающегося облака.

С продолжением сжатия температура в недрах звезды растет и достигает такого значения, при котором начинается термоядерная реакция. Четыре ядра атомов водорода превращаются в ядро атома гелия. Напомним, что при этом 4,0339 а.е.м. четырех атомов водорода превращаются в 4,0038 а.е.м. гелия. Выделяется энергия, эквивалентная 0,0301 а.е.м.

Выгорание водорода, которое происходит в центре звезды, может продолжаться разное время в зависимости от ее массы. Для Солнца это время равно 10–20 млрд. лет. Таков период стабильного состояния звезды. Силы гравитационного притяжения уравновешиваются внутренним давлением горячих ядер, которое пытается раздуть звезду. Так что звезда — это нечто вроде баллона со сжатым газом. Только роль стенок сосуда берут на себя силы тяготения.

Когда запасы водородного горючего начнут приходить к концу, внутреннее давление ослабнет. Ядро звезды начнет сжиматься.

Что же произойдет дальше? — спрашиваем мы у теоретика. Проделав соответствующие расчеты, теоретик отвечает, что дальнейшая судьба звезды зависит от того, удастся ли ей или нет сбросить с себя внешнюю оболочку. Если такой процесс окажется возможным и масса звезды станет раза в два меньше Солнца, то тогда создадутся силы, способные противостоять гравитационным. Образуется маленькая звезда с высокой температурой поверхности. Ее называют белым карликом.

Ну, а дальше? Опять-таки судьба звезды определяется ее массой. Если белый карлик имеет массу меньше, чем полторы массы Солнца, то он будет медленно умирать и никаких драматических событий не произойдет. Радиус будет уменьшаться, температура падать. В конце концов карлик превратится в холодную звезду размером с Землю. Такова «гибель» большинства звезд.

Но если масса белого карлика, образовавшегося после того, как звезда с выгоревшим топливом сбросила с себя оболочку, больше полутора солнечных масс, то сжатие не остановится на стадии белого карлика. Электроны сольются с протонами, и образуется нейтронная звезда, размер которой будет измеряться лишь несколькими десятками километров. Нейтронная звезда, должна, по расчетам, иметь температуру порядка десятка миллионов кельвинов. Максимум ее излучения лежит в области рентгеновских лучей.

Мы рассказали, что должно произойти со звездой, если ей удастся сбросить с себя внешнюю оболочку. Но математические уравнения не диктуют необходимость этого раздевания. Если же небесное тело сохранит массу порядка массы Солнца, то гравитационное притяжение просто уничтожит звезду. На месте, где была звезда, останется черная дыра.

На какой же стадии сжатия должно произойти уничтожение звезды и почему место, где она находилась получило название черной дыры?

Вспомним следующую простую закономерность, на которой основаны запуски ракет, уходящих с Земли в космос (см. 1-ю книгу). Чтобы покинуть Землю, нужна скорость 11 км/с. Величина этой скорости определяется уравнением

Из формулы ясно, что по мере сжатия шара определенной массы скорость, с которой ракета может уйти в космос с такого небесного тела, будет все время расти. Но ведь предельная скорость равна 300 000 км/с! Если звездный шар заданной массы сожмется до шарика, радиус которого равен

то выбраться из такого шара становится невозможным.

Иными словами, в место, где была звезда, может прийти все, что угодно, в том числе световой луч или луч другого электромагнитного излучения, а выбраться из дыры не удастся. Согласитесь, что название «черная дыра» вполне уместно. Нетрудно прикинуть по написанной формуле, что черные дыры с массами от 3 до 50 солнечных масс будут иметь размеры от 60 до 1000 км.

Теперь я остановлюсь более или менее детально на поисках черных дыр. Конечно, читатель может сказать, что это частный вопрос, которому не следовало бы уделять внимание в маленькой книге, посвященной всей физике. Но мне представляется поучительным сам метод подхода к этому поиску. Талант естествоиспытателя и проявляется в том, чтобы найти способы косвенных доказательств справедливости модели, свойства которой не могут быть доказаны непосредственно.

Задача действительно кажется на первый взгляд неимоверно сложной, если не неразрешимой. Разглядеть черное пятнышко размером в 1000 км на неимоверно больших расстояниях не под силу самому хорошему приору.

Советский физик Я. Б. Зельдович более чем 20 лет назад предложил начать поиск черных дыр, исходя из идеи, что их присутствие на небе должно влиять на поведение находящихся поблизости видимых тел. Вместе со своими сотрудниками он начал систематический просмотр звездных каталогов с тем, чтобы найти видимую звезду, вращающуюся около черной дыры. Такая звезда должна выглядеть одиночкой, а ее вращение приведет к тому, что спектральные линии будут периодически смещаться в красную или синюю сторону в зависимости от того, движется ли звезда от нас или к нам.

В эту работу включились исследователи и других стран, и было найдено некоторое число вроде бы подходящих звезд. Из величины доплеровского смещения можно грубо оценить массу звезды, около которой происходит вращение видимого спутника. Были отобраны невидимые кандидаты, масса которых была в три раза больше массы Солнца. Таким образом, речь не могла идти ни о белых карликах, ни о нейтронных звездах.

И все же этого недостаточно для утверждения, что такая экзотическая система, как черная дыра, действительно существует. Оппоненты могли выставить серию других объяснений периодического доплеровского смещения.

Однако имеется одно явление, которое можно призвать на помощь. Дело в том, что черная дыра обладает способностью втягивать в себя газ из своего спутника. При падении в черную дыру этот газ должен сильно разогреваться и излучать рентгеновские лучи. Правда, такую же оттяжку газа производят и нейтронные звезды, и белые карлики. Но их, как сказано выше, мы можем отличить от черной дыры по величине массы.

Совсем недавно была найдена звезда, удовлетворяющая всем требованиям, которым должен подчиняться спутник черной дыры. За этим открытием, без сомнения, последуют новые эксперименты и детальные теоретические расчеты, цель которых — предсказать особенности рентгеновского спектра, исходящего из окружения черной дыры. Ближайшее будущее должно показать, насколько часто эти поразительные «тела» встречаются во Вселенной. Есть основания полагать, что возможно существование крупных черных дыр и черных мини-дыр с массой порядка 10¹⁶ г. Такие дыры размером меньше атомного ядра могут неожиданно погибнуть, возвратив заключенную в них энергию. А ее достаточно, для того, чтобы удовлетворить в течение многих лет все нужды Земли в энергии. Какая великолепная тема для авторов научно-фантастических романов!