Сергей Иванович Блинников - Белые карлики

истории с Сириусом, он просто, наводя на Сириус объективы, обычно таким образом их
проверял, так как Сириус является самой яркой звездой на небе. В 1862 г. Кларк отшлифовал самый крупный для своего времени объектив — диаметром 18 дюймов (45 см). Говорят, что когда он (вместе со своим
сыном) впервые навел этот огромный объектив на Сириус, то увидел, что изображение получилось каким-то
искаженным, несимметричным. Тогда Кларк продолжил
шлифовку, стремясь достичь еще лучшего качества объектива. И когда он снова навел свой объектив на Сириус, то там, где ему раньше почудился дефект изображения, Кларк обнаружил рядом с Сириусом еще одну звездочку.
Открытие Кларка заинтересовало
астрономов вначале лишь только тем, что наконец-то была обнаружена ранее невидимая звезда-спутник Сириуса, получившая название Сириус В. Причем она находилась с противоположной относительно более яркой звезды — Си4

риуса А — стороны от общего центра системы и в два
раза дальше от этого центра, чем более яркая компонента. Это означало, что масса спутника должна быть
в два раза меньше массы Сириуса А. Дальнейшие наблюдения подтвердили эти выводы. Обе звезды действительно обращаются вокруг общего их центра масс с периодом около 50 лет. При этом расстояние
между
звездами во время их движения по орбите меняется с
тем же периодом (но в среднем оно составляет
3 млрд. км, т. е. 20 а. е.) 2.
Используя третий закон Кеплера,
исправленный
Ньютоном, легко можно было найти массу обеих звезд,
зная размеры и период системы. Суммарная масса
звезд двойной системы, выраженная в массах Солнца
(Afc), согласно этому закону равняется кубу расстояния
между компонентами (в астрономических
единицах),
деленному на квадрат периода (в годах). Оказалось,
что полная масса системы составляет чуть больше
3 Afc, а масса Сириуса В почти точно равна массе
Солнца. Блеск же Сириуса В в 10 тыс. раз слабее блеска Сириуса А и поэтому его не могли так долго обнаружить. Причем не следует думать, что такие звезды
нельзя было наблюдать с помощью
существовавших
тогда телескопов: если бы Сириус А вдруг «выключился», то его спутник еще Галилей легко бы заметил в
свою трубу. Однако чем больше диаметр объектива телескопа, тем меньше кажущийся размер изображения
основной звезды, и при этом бледный ее спутник уже
не тонет в сиянии своего компаньона. Кларку «помогло» и то, что в момент своего открытия Сириус В находился в наибольшем его удалении от Сириуса А.
Когда расстояние до звезды известно, легко оценить,
сколько энергии она излучает за единицу времени, т. е.
определить ее светимость. Оказалось, что светимость
Сириуса В в 400 раз меньше светимости Солнца, в то
время как массы у них равны. Вначале это не казалось
слишком странным, так как звезд малой
светимости
было уже известно много, а закономерность связи массы со светимостью звезд была
неочевидной, так как
лишь у некоторых звезд удалось определить массу. Од2
Астрономическая единица (1 а. е.) расстоянии равняется
среднему расстоянию между Землей и Солнцем — примерно в 63
тыс. раз меньше 1 св. года.

б

нако, когда астрономы несколько позже, уже в начале
нашего века, более тщательно стали исследовать цветовые характеристики звезд, они сделали
удивительное
открытие относительно необычных свойств Сириуса В.
Но сначала рассмотрим несколько подробней, что собой представляют эти характеристики, а также, какие
существуют методы их анализа.
У ярких звезд цвет легко различим и невооруженным глазом. Например, в ясную зимнюю ночь, когда
Сириус находится достаточно высоко над -горизонтом,
хорошо заметен его голубой цвет. Особый контраст по
сравнению с ним имеет красный блеск Бетельгейзе (самой яркой звезды созвездия Ориона). Однако именно
в начале XX века астрономы вместо определения цвета
звезд на глаз стали использовать более точный анализ
цветовых характеристик звезд, сравнивая потоки излучения в разных участках электромагнитного спектра (с
помощью различных светофильтров, а позж:е и фотоэлементов). Кроме того, к этому времени стало ясно, что
цвет звезды (так же, как цвет раскаленного куска металла или любого непрозрачного тела) зависит от температуры ее поверхности. Чем выше температура, тем
быстрее движение частиц вещества, тем выше энергия
рождающихся при этом фотонов. А «цвет» фотона —
его длина волны — зависит от --">