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

Позже Рассел говорил, что изобрел диаграмму, «потому что она давала возможность классифицировать звезды таким образом, чтобы они разместились на листе бумаги стандартного размера». Однако эта диаграмма оказалась гораздо большим, чем просто компактный способ представления информации. Уже вскоре стало ясно, что изучение строения звезд, их жизни и смерти напрямую связано с их положением на HR-диаграмме. Эддингтон был одним из первых астрофизиков, который осознал важность этой диаграммы и попытался интерпретировать заключенную в ней информацию о звездах. В результате ему удалось определить химический состав звезд и источники излучаемого ими света.

Одна из звезд оказалась особенно загадочной, так как полностью выпадала из упорядоченной схемы Рассела. Этой звездой была 2 Эридана В, тусклый компаньон 2 Эридана А [14] Несколькими годами позже 2 Эридана А и 2 Эридана В были переименованы в 40 Эридана А и 40 Эридана В. . Эти звезды, вращающиеся друг вокруг друга в бесконечном танце, известны как двойная звезда. 2 Эридана В не попадала на главную последовательность — эта звезда не является ни гигантом, ни карликом, имеет высокую температуру поверхности (около 10000 К), но при этом обладает низкой светимостью и на диаграмме оказывается значительно ниже главной последовательности. (Рассел поначалу посчитал эту звезду карликом, но Герцшпрунг ввел термин «темная белая звезда», или «белый карлик».)

Герцшпрунг и Рассел были весьма удивлены этим исключением из правил. Но в какой-то момент Рассел вспомнил свой разговор с Эдвардом К. Пикерингом, который в то время был самым влиятельным американским астрономом и занимал пост директора Гарвардской обсерватории. «Именно такие исключения и ведут к расширению наших познаний», — сказал ему Пикеринг в 1910 году. Через 25 лет после построения HR-диаграммы Эддингтон и Чандра попытались решить загадку белых карликов, считавшихся тогда конечной стадией эволюции любой звезды. В 1915 году астрономы впервые обнаружили поразительные свойства белого карлика Сириус В. Это открытие изменило не только жизнь Чандры и Эддингтона, но и всю астрофизику.

Сириус В является звездой-компаньоном Сириуса А, самой яркой звезды на ночном небе. Сириус привлек к себе пристальное внимание еще в 1844 году, когда знаменитый немецкий астроном и математик, директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Вильгельм Бессель рассчитал, что расстояние от Земли до этой звезды приблизительно равно 9 триллионам 460 миллиардам километров. Астрономов середины XIX века это поразило. Радиус Земли — 6290 километров, расстояние от Земли до Солнца составляет почти 150 миллионов километров, а до самой отдаленной планеты Солнечной системы Плутона минимальное расстояние — 4,3 миллиарда километров. Сириус А дальше от Земли на многие триллионы километров, но его мощный свет, благодаря которому звезда видна в телескоп, долго не давал возможности обнаружить звезду-компаньона.

В том же 1844 году Фридрих Бессель обнаружил, что траектория движения Сириуса А периодически изменяется, и сделал вывод о влиянии некой «скрытой массы», которая вместе с Сириусом А вращается вокруг общего центра масс с периодом в 50 лет. 31 января 1862 года американский астроном и конструктор телескопов Альван Грэхэм Кларк при тестировании нового 18-дюймового телескопа-рефрактора впервые увидел спутник Сириуса А — звезду Сириус В.

Ведущий астроном США профессор Уолтер Сидни Адамс в Маунт-Вилсоновской обсерватории в Калифорнии измерил яркость Сириуса В, определил спектр его излучения и доказал, что 2 Эридан В не является единственным исключением на HR-диаграмме.

Итак, обнаружилась еще одна странная звезда — Сириус В. Как могут такие горячие звезды испускать так мало света? Где-то допущена ошибка? А может быть, тут как раз тот случай, о котором говорил Пикеринг?

По данным о периоде обращения Сириуса А и Сириуса В, несимметричности орбиты и расстояния до Земли астрономы смогли вычислить массу Сириуса В. Она оказалась почти равной массе Солнца [15] 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. , то есть приблизительно 2 миллиарда триллионов триллионов граммов, или приблизительно 2×10 33граммов (в системе единиц, используемых астрономами).