Звёзды имеют вполне очевидное ограничение по минимальной массе. Если она меньше 8% от массы Солнца, реакции синтеза с участием водорода в ядре не начнутся. Звездой тело, однако же, всё равно станет — бурым карликом, — в недрах которого протекают термоядерные реакции с более низким, чем у водород-гелиевого цикла порогом. Лишь масса менее 13 масс Юпитера исключает любые термоядерные реакции в ядре. Таким образом, данная величина нижним пределом «звёздной» массы.
Но есть у массы звезды и верхний предел, обусловленный особенностями процесса её формирования.
Денеб – ярчайшая из видимых невооружённым взглядом звёзд относится к категории голубых гигантов. Уже светила массой от 18 до 30 солнечных теряют часть вещества на этапе формирования, то есть, молодой звезды, у которой ещё не образовалось твёрдое ядро, но термоядерные реакции уже идут за счёт эффекта имплозии. Излучение молодой звезды средней массы недостаточно, для того чтобы затормозить коллапс. Но вспышки рождающегося гиганта сдувают внешние слои протозвёздной туманности.
Тем не менее, в случае голубых гигантов потери невелики. И звёзды массой до 30 солнц, всё-таки, завершают формирование, занимают своё место на главной последовательности и проходят обычный для звезды путь развития. Очень быстро проходят, – всего за 30 миллионов лет. После чего, взрываются, как сверхновые. Причём, даже образующаяся после их угасания нейтронная звезда массой около 2.5 солнечных нестабильна. Спустя неопределённый срок за взрывом сверхновой может последовать в 100 раз более мощная вспышка – гиперновая. Груда нейтронов сжимается в занимающий вдесятеро меньший объём шар кварк-гюонной плазмы – кварковую звезду.
Ещё короче карьера голубых сверхгигантов массой от 30 до 80 «солнц». Эти звёзды теряют на этапе формирования более значительную долю массы, а вспыхивают как сверхновые уже спустя 10 миллионов лет после рождения. И если 90% их массы при этом возвращается в галактический круговорот веществ, то оставшиеся 10% «уходят из мира». Образуется чёрная дыра.
Но даже сверхгиганты, всё-таки, настоящие звёзды. Лишь ещё более массивные голубые гипергиганты (не нужно путать их с красными гипергигантами, которые велики лишь по размеру) никогда не вступают на главную последовательность. То есть, начинают разрушаться внутренним давлением ещё на этапе молодой звезды. Уже в процессе формирования их светимость может превышать солнечную в миллион раз, а масса примерно в 200-500 раз. Точно определить массу звезды невозможно, поскольку она остаётся лишь частью протозвёздного облака. Интенсивность синтеза в рождающихся гипергигантах такова, что давление излучения сразу же начинает изгонять водород из гравитационной ямы, в глубине же он полностью выгорает прежде, чем звезда окончательно сформируется…
Окончательно же она не сформируется никогда. Наработанный гелий сразу включается в процесс горения. Затем, в глубине ядра детонирует углерод… Но это лишь «псевдосверхновая». Сбросив в пространство остатки водорода, потерявший три четверти начального вещества гипергигант превращается в звезду Вольфа-Райе – пылающий шар на 80% состоящий из гелия и углерода. Температура фотосферы гелиевой звезды может быть очень высока, но наблюдателю она кажется багровой. Образующийся при сгорании гелия углерод заполняет хромосферу поглощающими свет тучами сажи.
Завершается карьера гипергиганта впечатляющим взрывом гиперновой, лишь вдесятеро менее мощным, чем в случае коллапса нейтронной звезды в кварковую. Природа этого взрыва неизвестна, результатом же оказывается образование чёрной дыры 5-15 солнечных масс.
Главное же, давление излучения возникающего при взрыве гипергиганта окончательно рассеивает остатки коллапсирующей туманности. Таким образом, максимальная масса звезды ограничена уровнем 200 солнечных масс. Дальнейшее увеличение массы туманности не приводит уже к появлению более «тяжёлой» звезды, поскольку коллапс в любом случае прекращается в момент детонации кремния. Лишь в далёком прошлом вселенной, когда плотность газа ещё была очень высока, порог гелиевой звезды мог преодолеваться, что вело к образованию сверхмассивных чёрных дыр в ядрах галактик.
Денеб — одна из ярчайших, но не ярчайшая ведь?