Артур Миллер - Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

Рассматривая цефеиду как идеальный газ, Эддингтон построил модель, согласно которой произведение периода пульсации звезды на квадратный корень из ее плотности является константой. Это соответствовало наблюдаемому максимальному увеличению яркости звезды при прохождении фазы ее минимального радиуса, так как в это время температура и плотность звезды максимальны.

Чтобы измерить температуру поверхности звезды, астрономы предполагают, что звезда — это «абсолютно черное тело», гипотетический объект, который является прекрасным излучателем и прекрасным поглотителем радиации. Спектр излучения черного тела при различных температурах может быть представлен в виде графика зависимости интенсивности радиации от длины волны. Интенсивность равна нулю при нулевой длине волны, затем она растет, достигает максимума и спадает до нуля при увеличении длины волн. Максимум обычно находится не в середине кривой, а смещен к низким или высоким длинам волн в зависимости от температуры черного тела — положение максимума позволяет определить температуру тела. Измерения интенсивности света от различных звезд показывают, что они действительно излучают свет почти как абсолютно черные тела. Это позволяет астрономам использовать формулу излучения абсолютно черного тела, выведенную немецким физиком Максом Планком в 1900 году.

Диаграмма Рассела была впервые опубликована в 1913 году. Позднее Рассел улучшил ее. Поначалу диаграмму называли именно диаграммой Рассела. В 1933 году Бенгт Стрёмгрен, молодой датский астрофизик и близкий друг Чандры, из патриотических соображений решил исправить эту несправедливость и ввел новое название: диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма).

Несколькими годами позже 2 Эридана А и 2 Эридана В были переименованы в 40 Эридана А и 40 Эридана В.

Измерение орбитальных параметров — периода обращения двух звезд вокруг общего центра, расстояния двойной системы от Земли (по звездному параллаксу) и эксцентриситета орбиты достаточно для вычисления массы звезды. Радиус может быть вычислен по температуре поверхности звезды и ее яркости, среднюю плотность определяют по отношению массы звезды к ее объему.

В наше время астрофизики определили, что температура Сириуса В примерно 25 тысяч градусов, то есть он является звездой В-типа, намного более горячей, чем Сириус А, температура которого равна 10 тысячам градусов. По данным о температуре Сириуса В определен его радиус, примерно равный 4800 километрам, то есть немного меньше земного. В своей книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон получил почти в четыре раза большее значение. Пересмотренная оценка средней плотности Сириуса В составляет миллион граммов на кубический сантиметр, в сто раз больше, чем у Эддингтона. Эти ошибки были вызваны трудностями наблюдения, связанными с чрезвычайной яркостью Сириуса А, который почти полностью скрывал своего тусклого компаньона Сириус В.

Вычисление проводится следующим образом: количество энергии, которое выделяется из-за сжатия газовых частиц при уменьшении шара бесконечно большого радиуса до радиуса Солнца, делится на среднее количество энергии, испускаемое Солнцем в секунду.

До открытия нейтрона в 1932 году физики предполагали, что ядро состоит из протонов и электронов и, таким образом, ядро гелия состоит из четырех протонов и двух электронов, суммарный положительный заряд которых уравновешивает отрицательный заряд двух электронов на орбите. Так как масса электрона в 1836 раз меньше массы протона, в вычислениях она игнорировалась.

Астрофизики тогда не задумывались о происхождении более тяжелых элементов и только предполагали, что они были частью межзвездной пыли, из которой образовались звезды.

Эддингтон использовал данные для более яркой из двух звезд, составляющих двойную систему Капелла-Капелла А, расположенную на расстоянии 10 14километров от Земли в созвездии Возничего. Согласно Эддингтону, данные наблюдений для Капеллы были «необычно полными» и позволили чрезвычайно точно определить ее массу, температуру поверхности, радиус и яркость.

После четырех лет, проведенных в Кембридже, Пэйн получила сертификат, означавший, что будь она мужчиной, то могла бы получить ученую степень бакалавра. Лекция, прочитанная Шепли в 1923 году на встрече Британской астрономической ассоциации, произвела на Сесилию огромное впечатление. Она подошла к Шепли и спросила, могла бы она продолжать свое исследование в Гарварде. С одобрения Эддингтона и Милна Пэйн оставила Кембридж и уехала в Гарвард, где стала доктором философии в Рэдклиффе (женский колледж в Гарварде). Пэйн была первой женщиной, получившей степень доктора философии за исследования, проводимые в Гарвардской обсерватории, и первой женщиной, ставшей профессором в Гарварде. Директор Йеркской обсерватории Отто Струве сказал, что ее диссертация — «самая блестящая диссертация, когда-либо написанная по астрономии».