Жизнь звезды определяется противодействующими друг другу силами: направленной к ее центру силой тяготения и направленной вовне силой давления раскаленного газа. Это, вообще-то, верно и для холодных планет, в том числе и для нашей Земли, но в отличие от планет звезды слишком массивны для того, чтобы давление, создаваемое холодным веществом, уравновесило тяготение, по крайней мере на ранних стадиях их жизни[10]. Зарождающаяся звезда представляет собой коллапсирующее (сжимающееся) облако газа, по преимуществу водорода. В процессе сжатия облака давление и температура в его ядре растут до тех пор, пока не начинается термоядерное горение: слияние атомов водорода. При этом выделяется колоссальное количество энергии в форме фотонов и нейтрино, которое продолжает разогревать ядро, и, наконец, тепловое давление становится достаточным для того, чтобы остановить сжатие. Вот в этот момент и рождается звезда. Со стороны это выглядит как достижение звездой состояния равновесия, но химический состав ядра непрерывно меняется по мере того, как водород в нем в процессе горения превращается в гелий. Что происходит в ядре звезды, когда запасы водорода в нем истощаются, зависит от массы звезды. Здесь мы не хотим слишком углубляться в разбор различных возможностей звездной эволюции. Скажем только, что самые массивные звезды (с массой от десяти до ста масс Солнца) проходят через множество фаз равновесия, разделенных моментами сжатия, в процессе которого в ядре каждый раз происходит рост температуры и давления, вследствие чего опять начинаются новые реакции термоядерного синтеза. Это длится до тех пор, пока не образуется ядро, состоящее в основном из атомов железа.
Прежде чем обсуждать, что происходит на завершающих стадиях жизни звезд, мы вернемся к вопросу о том, как знание температуры поверхности и светимости звезды помогает нам определить ее массу. Пожалуй, проще подойти к этому вопросу с другой стороны: если мы знаем массу и химический состав звезды, мы можем вычислить температуру ее поверхности и светимость при помощи уравнений строения звезд. Здесь есть множество технических подробностей, но основные принципы следующие. Чтобы уравновесить силу тяжести, более массивной звезде требуется большее тепловое давление. Поэтому в ее недрах идет более интенсивное термоядерное горение, испускается больше фотонов, и звезда становится ярче. Самая высокая температура достигается в центре звезды, по мере удаления от центра она снижается, а на поверхности становится минимальной. Конкретное значение температуры поверхности звезды зависит от ее строения, но по крайней мере в начальной фазе водородного горения, которую астрономы называют фазой