Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Но вернемся к спутнику Сириуса. В первое время его часто называли Sirius comes (в переводе с латыни — компаньон Сириуса). В конце концов, в соответствии с традицией, он получил имя Сириус B, а к названию Сириуса добавили букву А. Эти названия сохраняются и поныне.

Даже простые телескопические наблюдения Сириуса В вскоре после его открытия показали, что по видимой яркости он в тысячи раз уступает своему сверкающему собрату. Уже в 1864 г. директор Пулковской обсерватории Отто Струве (именно он через 15 лет посетил Кларка в Бостоне и заказал линзы для будущего телескопа) приписал Сириусу В восьмую звездную величину, что почти совпадает с современным значением 8,44. Отсюда следовало, что Сириус А примерно в 10 000 раз ярче своего компаньона. Само по себе это было весьма необычно. К тому времени стали известны сотни двойных звездных систем, но подобных различий в яркости астрономы не наблюдали.

К концу XIX в. ситуация стала еще парадоксальней. В 1866 г. Струве показал, что Сириус А вдвое массивней Сириуса В (современное значение — в 2,03 раза). Получалось, что массы звезд различаются вдвое, а светимости — на четыре порядка. Это была еще одна загадка спутника Сириуса. Струве вполне осознал важность своего результата и фактически пришел к выводу, что по своей природе Сириус В радикально отличен от Сириуса А. Правда, тогдашние астрономы практически игнорировали это заключение — скорее всего, просто не поняли его смысл. Насколько велико различие между двумя Сириусами, стало ясно лишь через 60 лет.

Тем не менее одно объяснение появилось намного раньше. Его предложил Джон Эллард Гор, ирландский инженер-строитель и астроном-любитель, автор нескольких популярных книг по астрономии, которые в викторианские времена пользовались немалой известностью. Проработав в Индии по специальности 11 лет и вернувшись на родину, он вполне благополучно жил на честно заработанную пенсию и публиковал статьи о своих наблюдениях двойных и переменных звезд.

В 1891 г. Гор самостоятельно измерил яркость обоих Сириусов и пришел к выводу, что Сириус А по блеску в 5000 раз превосходит Сириус В (о более точном результате Струве он, скорее всего, не знал). В те времена некоторые астрономы полагали, что Сириус В — просто планета, светящая отраженным светом. Эта идея была удобна тем, что вполне правдоподобно объясняла слабость его блеска и не требовала привлечения никаких экзотических гипотез. Однако Гор на основе своих телескопических наблюдений пришел к выводу, что Сириус В светит собственным светом и потому должен считаться звездой, хотя и очень тусклой. В духе астрономических концепций того времени он предположил, что Сириус В — крупное небесное тело (примерно того же размера, что и Сириус А), которое некогда было очень горячим, но с течением времени остыло и потемнело.

В самом конце XIX в. дошла очередь и до Проциона. В 1896 г. директор Ликской обсерватории Джон Шеберле обнаружил у него слабосветящийся спутник, предсказанный Бесселем. Это позволяло предположить, что существуют и другие звезды с вполне рядовыми массами и аномально малой абсолютной светимостью.

Правда, такая ситуация не вызывала чрезмерных подозрений. В рамках тогдашних скромных знаний о происхождении звезд можно было предположить, что Сириус и Процион каким-то образом обзавелись массивными, но сравнительно холодными спутниками. Это казалось тем более вероятным, что звезду 40 Эридана В с массой в 0,4 массы Солнца считали просто небольшим холодным светилом, сходным с 40 Эридана С. Однако в 1910 г. ситуация кардинально изменилась. В обсерватории Гарвардского колледжа с 1880-х гг. работала группа замечательных женщин, числившихся техническими помощниками астрономов. Официально их должности назывались очень современно — computers. Директор обсерватории Эдвард Пикеринг поручил одной из них, Вильямине Флеминг, заняться классификацией фотографий звездных спектров. Не имея астрономического образования, она, не мудрствуя лукаво, объединила яркие голубые звезды в одну группу, присвоив ей букву А (туда вошел и Сириус). Звезды чуть меньшей яркости составили группу B — и так далее вниз по латинскому алфавиту. Звезды со спектрами солнечного типа получили индекс G, а самые тусклые красные светила — М. Позднее ее коллега Энни Джамп Кэннон видоизменила и расширила эту систему. Она ввела спектральные классы O, B, A, F, G, K, M (так что в ее системе звезды класса В оказались ярче звезд класса А!) и разделила каждый на десять подклассов, занумерованных от нуля до девяти. Солнце в этой системе было причислено к спектральному классу G2, где пребывает и поныне.