Ярчайшая
"Сириус - самая яркая звезда ночного неба. Она помогала древним египтянам предсказывать несущий жизнь разлив Нила, с её помощью они определяли длину года. Мореплаватели использовали ярчайшую звезду для навигации, а поэтам она служила источником вдохновения. Сириус оказался в числе первых звёзд, до которых астрономы пытались определить расстояние и чьё собственное движение они обнаружили, и это первая звезда, у которой удалось сфотографировать спектр и по методу Доплера оценить скорость. Предсказание, а потом обнаружение невидимого спутника Сириуса явилось не только триумфом теории гравитации Ньютона, но и привело к одному из важнейших открытий в астрофизике и физике в целом - обнаружению белых карликов, что стало важной вехой в понимании эволюции звёзд.
Расположен Сириус в среднем по площади созвездии Большого Пса южного полушария неба. Однако склонение Сириуса невелико, поэтому в России его можно наблюдать вплоть до 73° с. ш., хотя и невысоко над горизонтом. Осенью он виден под утро, зимой всю ночь, а весной - после захода Солнца. Летом Сириус не виден, поскольку восходит в дневное время. Он служит вершиной астеризма, получившего название Зимний треугольник (см. фото). Помимо Сириуса в него входит Процион (α Малого Пса, 0,38m) и Бетельгейзе (α Ориона, 0,5m). Хотя Сириус очень заметная звезда, расположение близко к горизонту подчас скрадывает её блеск, и тогда в качестве ориентира для поиска можно использовать звёзды Пояса Ориона. Проведённая через них прямая на юго-восток (с наклоном вниз) укажет на Сириус. В этом направлении он будет ближайшей яркой звездой.
КОСМИЧЕСКИЙ СОСЕД СОЛНЦА
Сириус - самая яркая звезда неба, если исключить Солнце. Её видимая величина -1,46m. Она почти в два раза ярче Канопуса (-0,72m), второй по блеску звезды, которая в России не видна. Но сам по себе Сириус - типичная звезда главной последовательности, по массе всего в два раза больше Солнца, а по светимости превышает его в 25 раз. Такая выдающаяся яркость на земном небе связана с тем, что Сириус просто расположен близко к нам. До него лишь 8,6 св. года. По удалённости от Земли Сириус занимает седьмое место среди известных звёзд, но из заметных звёзд его опережает лишь ближайшая к нам Проксима Центавра, которая находится на расстоянии 4,2 св. года.
Благодаря своей яркости Сириус с древности удобный объект наблюдения для астрономов. Птолемей даже выбрал Сириус, чтобы определить местоположение центрального меридиана земного шара. Астрономы изучают его и по сей день, используя всевозможные инструменты, как на земле, так и в космосе. Сириус - двойная звезда. Видимую невооружённым глазом главную яркую звезду также называют Сириус A, а тусклый компонент (8,44m) - Сириус B. Исследования Сириуса B тоже имеют богатую историю, поскольку он оказался одним из первых открытых белых карликов. Библиографический обзор SIMBAD содержит свыше 1500 ссылок на статьи с 1850 года, посвящённые системе Сириуса.
А ВСЁ-ТАКИ ЗВЁЗДЫ ДВИЖУТСЯ!
Имя Эдмунда Галлея прочно ассоциируется с названной в его честь кометой, возвращение которой он впервые предсказал в 1716 году. Это замечательное достижение, прославившее его и ставшее значимым подтверждением теории тяготения Ньютона, часто затмевает другие важные открытия Галлея. А ведь он в 1717 году обнаружил собственное движение звёзд. До этого считалось, что эти небесные светила зафиксированы на очень далёкой вращающейся «сфере неподвижных звёзд». Галлей изучал смещение точек весеннего и осеннего равноденствий, связанное в первую очередь с прецессией земной оси, в результате которой ось вращения Земли описывает в пространстве конус. Для определения параметров прецессии он сравнил современные ему координаты звёзд с приведёнными в «Альмагесте» Птолемея (II век) и обнаружил, что Сириус, Альдебаран и Арктур сместились на десятки угловых минут, а это значительно больше, чем могла дать прецессия и другие факторы. В частности, Сириус сместился примерно на 30′ (30 минут), что близко к диаметру полной Луны. Столь большие значения было невозможно списать на ошибки измерения, а значит, звёзды двигались! Более того, Галлей сделал вывод, что звёзды с большим движением должны располагаться ближе к нам. Это было важнейшим открытием не только в астрономии, но и в философии, поскольку изменило существовавшую картину мира. Исследование заметного (примерно 1,3" в год, т.е. 1,3 угловой секунды в год) движения Сириуса в будущем приведёт к открытию его спутника Ф. Бесселем, но об этом речь ниже.
В 1783 году английский астроном, первооткрыватель Урана Уильям Гершель, сравнив известные к тому времени собственные движения 13 звёзд, обнаружил, что 11 из них движутся в общую точку вблизи звезды лямбда Геркулеса. Так было открыто движение Солнечной системы.
А в 1868 году Сириус стал первой звездой, для которой была сделана попытка измерить скорость с помощью эффекта Доплера. Но об этом я расскажу в разделе про спектры.
АСТРОНОМИЯ НЕВИДИМОГО. ОТКРЫТИЕ СПУТНИКА СИРИУСА
Достаточно быстро после открытия Уильямом Гершелем Урана в 1783 году астрономы обнаружили его странное «неровное» движение по небу. Уже в 1820-1830-х годах они накопили достаточно данных, чтобы уверенно утверждать, что новая планета движется не так, как положено по закону тяготения. Это вызвало большой интерес учёных того времени: ведь такой факт мог свидетельствовать о недостатках в теории Ньютона или о влиянии ещё одной, более далёкой планеты.
В 1840 году немецкий астроном и математик, основатель и директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель пришёл к выводу, что наиболее вероятным объяснением поведения Урана является существование «неизвестной планеты», а через два года он даже сообщил Джону Гершелю, что готовится заняться этой проблемой. Но его отвлекла другая задача. Проанализировав и сравнив видимые положения ряда звёзд, определённые наблюдателями в Гринвиче, Палермо, Пулково, Кёнигсберге (в настоящее время это город Калининград) и Кейптауне за 90-летний период, он выяснил, что Сириус и Процион тоже движутся по небу волнообразно. 10 августа 1844 года Бессель написал в письме Джону Гершелю, что предполагает существование невидимых компаньонов у этих звёзд. Гершель немедленно опубликовал письмо в журнале «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» («Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества»).
Современники восприняли идею Бесселя скептически. Ведь заметное влияние спутника должно было означать, что по массе и, соответственно, размеру он сравним с главной звездой, но тогда почему он невидим? В другом письме Бессель блестяще ответил своим оппонентам: «Я придерживаюсь убеждения, что Сириус - это двойная звёздная система, состоящая из видимой и невидимой звезды. Нет никаких причин полагать, что светимость - необходимое свойство космического тела. Наблюдаемость несметного числа звёзд - не достаточный довод, чтобы опровергнуть несметное число звёзд невидимых».
Это письмо - важная веха в истории астрономии, с него началась астрономия невидимого.
Одним из немногих, кто поддержал Бесселя, был французский астроном Урбен Леверье, и это неудивительно - он сам взялся в 1845 году за вычисление орбиты невидимой планеты, влияющей на Уран. Именно его расчёты позволили Иоганну Галле открыть Нептун в 1846 году.
К сожалению, смертельная болезнь помешала Бесселю довести решение проблемы до конца. Орбиту Сириуса B рассчитал в 1851 году немецкий астроном Кристиан Петерс, сменивший Бесселя на посту директора Кёнигсбергской обсерватории. До переезда в Кёнигсберг он работал в российской Пулковской обсерватории вблизи Санкт-Петербурга. Кроме того, Петерс определил период обращения спутника в 50,093 года, что очень близко к современному значению 50,1284 года, а также оценил его массу - более шести масс Юпитера. По данным на 2017 год, его масса 1,018 ± 0,011 М☉ (знаком ☉ обозначаются параметры Солнца), что примерно в 1100 раз больше массы Юпитера. Расстояние между компонентами двойной системы колеблется от 8,2 до 31,5 астрономической единицы (1 а. е. ≈ 150 млн км - расстояние от Солнца до Земли, для сравнения: в Солнечной системе среднее расстояние от Солнца до Сатурна примерно 9,5 а. е., а до Нептуна - 30 а. е.).
Несмотря на это поиски компаньона Сириуса долгое время не приводили к успеху. И, как часто бывает, он был найден случайно. В январе 1862 года американская фирма «Алван Кларк и сыновья», завершив изготовление линз для самого большого в мире 18,5-дюймового (47 см) телескопа-рефрактора, решила по традиции испытать их качество на реальных объектах. Для этого собрали кранообразную конструкцию, на которую установили линзы, и 31 января младший сын Алван Грейам Кларк навёл её на Сириус. Неожиданно он обнаружил рядом с ним неизвестную доселе звезду.
Тут надо отметить, что в 1844 году Сириус B находился на минимальном расстоянии от Сириуса A (угловое расстояние около 3″). Поскольку по яркости они различаются примерно в 10 000 раз, то увидеть Сириус B в этот период практически невозможно, Сириус A его просто затмевает. К 1851 году расстояние увеличилось, но ненамного, до 5,1″. А вот в 1869-м году компоненты системы должны были разойтись на наибольшее расстояние (13,3″). Поэтому в 1860-е годы обнаружение Сириуса B было уже вполне возможно. Но почему же его не нашли профессионалы? Скорее всего, потому, что уже не искали. Десятилетие безуспешных поисков остудило их интерес. А Кларку просто повезло. Он-то как раз не искал.
Изображение Сириуса A (в центре) и Сириуса B (точка внизу слева), полученное космическим телескопом «Хаббл» в 2003 году.
Изображение Сириуса A переэкспонировано так, чтобы тусклый Сириус B можно было увидеть. Крест и кольца вокруг звёзд -
артефакты системы визуализации телескопа. На основании измерения положения Сириуса B на этом изображении астрономы
затем направили спектрограф STIS точно на белый карлик и провели измерения его спектра, гравитационного красного смещения и массы.
Судя по всему, Кларки не оценили полностью важность совершённого открытия, поскольку не были профессиональными астрономами и вряд ли знали о предсказании Бесселя и ажиотаже вокруг него. Однако младший Кларк был увлечённым наблюдателем двойных звёзд и имел привычку сообщать о своих открытиях новых систем профессиональным астрономам и даже местной прессе. Так об этом открытии узнал директор обсерватории Гарвардского колледжа Джордж Бонд, а вот он уже ясно осознавал потенциальную важность обнаружения слабой звезды около Сириуса. Бонд тут же бросился проверять, но мешала погода. Наконец, через неделю ему улыбнулась удача, и уже 12 февраля, Бонд написал сразу две статьи - в американский и немецкий журналы, честно указав Алвана Грейама Кларка в качестве первооткрывателя. Это было воспринято как крупное открытие, и Кларк даже получил в 1862 году астрономическую премию Фонда Лаланда. Теперь, зная где искать, увидеть новую звезду могли все желающие.
Однако несмотря на это по-прежнему оставалось неясным, является ли открытая звезда тем самым «телом Бесселя» или это случайная фоновая звезда, просто расположенная в направлении Сириуса. Проблему решил Отто Струве, в 1862 году сменивший прославленного отца на посту директора Пулковской обсерватории. И это при всех сложностях наблюдения, и погодных, и потому что на широте Санкт-Петербурга Сириус никогда не поднимается выше 13° над горизонтом. Понаблюдав в течение трёх лет, он доказал, что независимые звёзды из-за быстрого движения Сириуса должны были бы разойтись на большее расстояние, следовательно, они связаны. Кроме того, оценив соотношение их масс как 2,09 : 1 (весьма точно! сейчас 2,026 : 1), Струве пришёл к выводу, что, имей Сириус B ту же природу, что и главная звезда, то и светить он должен был ненамного слабее. А в реальности, по оценке Струве, он имеет лишь восьмую звёздную величину (по современным данным 8,44), то есть примерно в 10 000 раз слабее Сириуса. Это было непонятно, и российский астроном пришёл к пророческому выводу: «Эти два тела имеют очень разные физические свойства». Правда, насколько он прав, стало ясно лишь через 60 лет, когда разобрались, что Сириус B - не обычная звезда, а белый карлик.
Однако до конца XIX века эта странность почему-то осталась без особого внимания астрономов. Некоторые из них даже высказали предположение, что Сириус B - просто крупная планета, светящая отражённым светом. Это вполне объясняло его тусклость и не требовало изобретения новых физических механизмов. Но эту гипотезу опроверг ирландский астроном-любитель и автор нескольких популярных книг по астрономии Джон Гор. В 1891 году, используя параллакс Сириуса, он оценил расстояние до него и пришёл к выводу, что Сириус - примерно в 40 раз ярче, чем Солнце (на самом деле в 25). Затем Гор рассчитал среднее расстояние между главной звездой и компаньоном и оценил его яркость в случае, если бы он только отражал свет главной звезды. Получилось, что тогда в лучшем случае Сириус B выглядел бы лишь как звезда шестнадцатой величины, что намного меньше наблюдаемого её блеска. Поэтому Гор сделал вывод, что она светит собственным светом и является звездой, пусть и остывшей. Хотя точность его измерений была не очень высока, аргументы были достаточно обоснованы. О более точных результатах Струве он, видимо, не знал.
Любопытно, что в 1905 году Гор вернулся к этой проблеме и рассмотрел альтернативную гипотезу маленькой, а не холодной звезды. Сделав ряд обоснованных предположений, он подсчитал, что тогда компаньон будет иметь плотность в 44 282 раза больше, чем у воды. В то время такая высокая плотность вещества представлялась просто немыслимой, и Гор категорически отверг гипотезу. А ведь он был на правильном пути, по современным оценкам, Сириус B ещё в 50 раз плотнее, чем вычислил ирландский астроном.
В 1896 году американский астроном Джон Шеберле в Ликской обсерватории открыл Процион B, подтвердив и второе предсказание Бесселя. Этот белый карлик оказался значительно холоднее и, соответственно, тусклее Сириуса B, его видимая звёздная величина всего 10,75m, поэтому и отыскать его оказалось сложнее.
СПЕКТР СИРИУСА
В 1814 году немецкий физик и производитель линз и оптических инструментов Йозеф Фраунгофер заметил серию странных тёмных линий на радужной спектральной полоске солнечного света. Проведя многочисленные эксперименты, он пришёл к выводу, что тёмные линии не возникают внутри его инструмента и не связаны с атмосферой Земли, а присущи солнечному свету и несут информацию о его источнике. Они до сих пор называются «линии Фраунгофера». Затем Фраунгофер повернул свой спектроскоп на Венеру и Сириус. Их спектры были намного слабее солнечного и трудно различимы. Тем не менее Фраунгофер отметил, что спектр Венеры похож на солнечный, в то время как спектр Сириуса сильно отличается.
Смысл линий Фраунгофера стал ясен после того, как Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен в 1858-1860 годах разработали спектральный анализ, позволяющий по наборам спектральных линий определять химический состав вещества. Он тут же стал одним из основных инструментов астрономов. Самому Кирхгофу удалось идентифицировать 16 различных химических элементов по спектру Солнца. Первая в истории известная фотография звёздного спектра была сделана английским астрономом-любителем Уильямом Хаггинсом в 1863 году для Сириуса. Будучи богатым человеком, Хаггинс построил впечатляющую частную обсерваторию в своём домашнем саду на окраине Лондона. После посещения популярной лекции об открытии Кирхгофа он решил заняться спектроскопией, но, в отличие от Кирхгофа, сразу для звёзд. Помогать ему стал сосед Уильям Миллер, профессор химии в Королевском колледже, занимавшийся химической спектроскопией. Это во многом предопределило успешность его работы. Их первая статья 1863 года по звёздной спектроскопии была посвящена Сириусу и трём другим звёздам. Они измерили положения звёздных линий микрометром и сопоставили их с линиями Фраунгофера, а также с линиями, наблюдаемыми в спектрах электрической искры различных химических элементов. Так они смогли идентифицировать линии водорода, натрия и магния в спектре Сириуса. В 1880 году Хаггинс стал первым использовать новые, более чувствительные сухие фотопластинки для получения фотографий астрономических объектов и их спектров. За последующие годы он собрал обширную коллекцию фотографий звёзд, включая Сириус.
В 1863 году начали свою деятельность и два других пионера звёздной спектроскопии - американский астроном-любитель Льюис Резерфорд и итальянский священник и астроном Анджело Секки. Сириус, будучи самой яркой звездой, неизбежно стал целью и их исследований. Секки первым выдвинул идею классификации звёзд по их спектрам, хотя свою классификацию разработал и Резерфорд. В середине 1860-х годов Секки разделил звёзды на три класса, а позднее добавил ещё два. Сириус он включил в класс I вместе с Вегой и Альтаиром. В конце 1890-х годов на основе классов Секки была создана так называемая Гарвардская классификация, в модифицированном виде существующая и поныне. В ней Сириус некоторое время даже был стандартом класса A1V.
Однако более точные наблюдения второй половины XX века показали, что спектр Сириуса содержит сильные линии металлов, скажем, содержание железа на нём более чем в 3 раза выше, чем на Солнце. Правда, речь идёт лишь о поверхности. Это позволило отнести Сириус к так называемым Am-звёздам. Более того, ему даже присвоили смешанный спектральный тип A0mA1Va. Это означает, что он классифицирован как A1 по линиям водорода и гелия, но как A0 по металлическим линиям.
Но вернёмся к середине XIX века. В 1842 году австрийский физик и математик Кристиан Доплер представил в Праге статью «О цветном свете двойных звёзд и некоторых других звёзд на небесах», которую опубликовали через год. В ней он обосновал, что приближение источника света к наблюдателю увеличивает наблюдаемую частоту (синее смещение), отдаление уменьшает её (красное смещение). Это изменение частоты получило название эффекта Доплера. Сам Доплер полагал, что это просто определяет цвет звёзд, но уже в 1848 году французский физик Арман Физо указал, что линии в спектрах небесных тел должны испытывать доплеровский сдвиг, если они движутся вдоль луча зрения (радиально) относительно Земли. Поскольку этот сдвиг зависел от скорости движения, его измерение позволяло её вычислить. Однако долгое время сделать это не удавалось.
Лишь через 20 лет, в 1868 году, всё тот же Хаггинс обнаружил смещение линий в спектре Сириуса. Он сравнивал положение водородной линии Фраунгофера F в спектрах звезды и водорода в лабораторной газоразрядной трубке (здесь чувствуется рука профессора Миллера). Хаггинс пришёл к выводу, что Сириус удаляется от Солнечной системы со скоростью около 47 км/с. Он сильно ошибся, современные измерения показывают, что Сириус приближается к Солнцу, причём со скоростью всего 5,5 км/с. Тем не менее открытие Хаггинса положило начало изучению лучевых скоростей звёзд сразу в нескольких крупных обсерваториях. Но надёжные фотографические звёздные доплеровские сдвиги научились получать лишь в 1896 году. Тогда в Ликской обсерватории (США) Уильямом Кэмпбеллом и была получена скорость Сириуса, близкая к реальной. А в 1905 году он сумел измерить изменение скорости Сириуса A из-за орбитального движения Сириуса B. Кэмпбелл использовал эти данные при разработке теории, как сочетать измерения положения и радиальной скорости звёзд, чтобы полностью вычислить орбиту двойной звезды. Именно ему удалось найти метод, с помощью которого можно было разрешить неопределённость в направлении обращения звёзд вокруг общего центра масс.
Открытие Хаггинса стало первым обнаружением доплеровского эффекта для света, до этого его регистрировали исключительно у звука. Разумеется, оно не было экспериментальным доказательством существования эффекта, ведь реальная скорость звёзд неизвестна, а потому важность работы астронома для физиков была скорее «идеологической». Любопытно, что в лабораторных условиях первым в 1905 году экспериментально доказал существование эффекта Доплера для света другой астроном, уже российский - Аристарх Аполлонович Белопольский.
В том же 1868 году поиском доплеровских сдвигов занимался и Секки. Правда, он сравнивал спектры Сириуса и других звёзд. Не было рядом с ним Миллера. Как бы то ни было, но сдвигов он не нашёл. Удалось ему это сделать только по методу Хаггинса, что, впрочем, не помешало ему затеять затем с последним ожесточённый спор о приоритете открытия звёздных доплеровских сдвигов и реальности измеренных скоростей Сириуса.
ОТКРЫТИЕ БЕЛЫХ КАРЛИКОВ
На протяжении более полувека Сириус B оставался просто непонятной экзотикой. Но ситуация изменилась после того, как в 1910-1913 годах Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел придумали диаграмму распределения звёзд по параметрам, теперь известную под названием диаграмма Герцшпрунга - Рассела. На диаграмме «спектр - светимость» (на ней по горизонтальной оси откладывался спектральный класс, а по вертикальной светимость звезды) все изученные на тот момент звёзды образовывали две популяции. Одна группа, содержащая большую часть звёзд, шла диагональной полосой. Именно там располагались Солнце и Сириус. Впоследствии её назвали главной последовательностью. Вторая группа состояла из редкой россыпи звёзд, идущих горизонтально вдоль верхней части графика, значительно выше первой группы. Здесь располагались «гиганты», такие как Бетельгейзе.
Из этой схемы с самого начала выпадала звезда 40 Эридана B. Она имела спектральный класс А, но была слишком тусклой для него и располагалась на диаграмме вне основных групп. Однако пока она была одна такая «нестандартная», на неё не обращали особого внимания. В 1915 году американский астроном Уолтер Адамс после двухлетних попыток всё же получил спектр Сириуса B, который был не сильно «загрязнён» Сириусом А. Он работал в обсерватории Маунт-Вилсон на 60-дюймовом (152 см) телескопе-рефлекторе, который в то время был самым большим в мире. Спектр у Сириуса B получился похожим на спектр Сириуса A, и Адамс сделал вывод, что температуры у них близки (по современным данным, температура поверхности Сириуса B - 25 000 K, а Сириуса A - 9940 К), а исходя из того, что у Сириуса B в 10 000 раз меньшая светимость, радиус должен быть в 100 раз меньше. Плотность Адамс оценил в 106 г/см3. Это огромная плотность, спичечный коробок с таким веществом имел бы массу более 20 тонн! (Современное среднее значение плотности Сириуса B - 2,38 т/см3, а в центре - 32,36 т/см3, для равнения: плотность Сириуса ~0,25 г/см3, а Солнца ~1,4 г/см3.) На диаграмме Сириус B занял место недалеко от 40 Эридана B. Однако и заметка Адамса прошла в целом незамеченной.
Критическим стало открытие в 1917 году голландским астрономом Адрианом ван Мааненом быстро перемещающейся звезды, получившей его имя. Все эти три звезды расположились на диаграмме довольно близко друг к другу и значительно ниже основной полосы звёзд. Игнорировать этот факт уже было невозможно, и в 1922 году Герцшпрунг сделал далеко идущий вывод, что они не аномалия, а представители новой популяции звёзд. Поскольку оценки показывали, что все три звезды имеют маленький размер и высокую плотность, в том же 1922 году молодой американский астроном Виллем Лейтен даёт им забавное название белые карлики. С лёгкой руки известного английского астрофизика Артура Эддингтона, занявшегося их исследованием, название прижилось.
Лейтену это название аукнулось, когда в 1970 году он запросил грант в Национальном научном фонде США на проведение конференции по «белым карликам». Через несколько недель ему пришло письмо от Главного хирурга США, который требовал сообщить, использовались ли люди в экспериментах, о которых будет идти речь на конференции, и напоминал, что федеральные средства не могут быть использованы для сегрегированных конференций. Эта бюрократическая глупость потом всегда была источником веселья для Лейтена.
Открытие белых карликов стало одним из важнейших открытий в астрофизике и физике. Впервые было обнаружено вещество в экстремальном состоянии, которое отсутствовало на Земле и, более того, противоречило научным представлениям того времени. Чтобы понять его природу, потребовалось развитие квантовой физики. А в самой астрофизике благодаря этому произошёл переворот в представлениях об эволюции звёзд. Оказалось, что превращение в белые карлики ждёт в конце жизни не очень массивные звёзды (менее 8-10 M☉), чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду или чёрную дыру. Низкая светимость белых карликов связана с тем, что в них не происходит термоядерный синтез, а значит, они лишены источника энергии. Светятся они благодаря накопленной тепловой энергии, постепенно остывая в течение миллиардов лет.
Кроме того, выяснилось, что благодаря белым карликам вспыхивают новые звёзды и сверхновые типа Ia. И именно из-за особенности поведения белых карликов в двойных системах с красным гигантом сверхновые типа Ia обладают одинаковой максимальной светимостью. Это позволяет использовать их для определения расстояний до других галактик, что привело в конце 1990-х годов к открытию ускорения расширения Вселенной.
На заре развития представлений об эволюции звёзд возникло противоречие: по имеющимся представлениям быстрее должны были эволюционировать более массивные звёзды, а в двойных системах часто наблюдается менее массивная звезда на более поздней ступени эволюции. Такое явление назвали парадоксом Алголя. Но потом астрономы поняли, что на стадии красного гиганта звезда может заполнить свою так называемую полость Роша и передать часть своего вещества компаньону, а в конце этой стадии ещё и сбросить часть вещества. Так звёзды менялись статусом: изначально более массивный компонент становился менее массивным, но сохранял свою позднюю ступень эволюции.
Подобное произошло в системе Сириуса. Первоначально, когда Сириус B находился на главной последовательности, он имел массу около 5M☉, был гораздо больше нынешнего Сириуса A и светил в 25 раз ярче. Так что, когда Сириус родился 230 миллионов лет тому назад, динозавры триасового периода видели на его месте две яркие звезды, причём главная значительно ярче нынешней. Но такие массивные звёзды «сгорают» довольно быстро, и уже через 100 миллионов лет Сириус B прошёл через стадию красного гиганта, передав и сбросив большую часть вещества, и превратился в небольшой белый карлик. Произошло это примерно 120 миллионов лет назад. Средняя масса белых карликов порядка 0,6-0,7 M ☉ , поэтому Сириус B с массой, близкой к солнечной, считается одним из самых массивных. Именно перетеканием вещества от Сириуса B в состоянии красного гиганта объясняется высокая металличность (содержание элементов тяжелее гелия) Сириуса A. Сириус A со временем повторит судьбу своего компаньона, но на это потребуется ещё порядка 700 млн лет, и белый карлик из него получится поменьше, где-то 0,6 M☉.
СИРИУС И ОТО
Ещё в 1908 году Альберт Эйнштейн в ходе разработки общей теорией относительности (ОТО) предсказал, что фотоны, испускаемые массивным телом, будут приходить в области с более слабым гравитационным полем с увеличенной длиной волны. Этот эффект получил название гравитационное красное смещение. Закончив работу над ОТО, в 1916 году Эйнштейн предложил его в качестве одного из трёх вариантов проверки своей теории (они известны как классические тесты ОТО).
Попытки обнаружить этот эффект на спектральных линиях Солнца не увенчались успехом из-за его малости. Значение скорости (в км/с), дающей такой же по величине доплеровский сдвиг в спектре, как и гравитационное смещение, определяется по формуле V = 0,6M/R, где M и R - масса и радиус тела, выраженные через массу и радиус Солнца. Для самого Солнца M = R = 1 и V = 0,6 км/с. Точности приборов того времени для нахождения сдвига от такой скорости было недостаточно. С другими звёздами тоже ничего не вышло, поскольку отношение M/R у них мало отличается от солнечного. А вот с открытием белых карликов, у которых при достаточно большой массе радиус очень мал, появилась надежда обнаружить гравитационное красное смещение. Гравитация на поверхности Сириуса B почти в 400 000 раз выше, чем на Земле и в 14 000 раз больше, чем на Солнце.
Эддингтон, который уже обнаружил отклонение света в гравитационном поле Солнца в 1919 году (это был второй тест ОТО, первый эффект - аномальный поворот орбиты Меркурия был обнаружен ещё в 1859 году), выбрал для проверки Сириус B, параметры которого были уже известны, а сравнение со спектром Сириуса A должно было помочь отличить гравитационную составляющую красного смещения от доплеровской. Эддингтон ожидал, что V будет около 20 км/с. В 1925 году он попросил всё того же Адамса исследовать спектр Сириуса B. И Адамс получил сдвиг 21 км/с. ОТО можно было считать подтверждённой.
Правда, впоследствии оказалось, что Эддингтон сильно недооценил температуру Сириуса B и поэтому переоценил радиус (по спектральному классу он взял температуру всего 8000 K, а радиус у него получился 19 600 км). Правильные значения требовали в четыре раза большего красного смещения. А Адамс просто ошибся с измерением. Из-за этого были введены в заблуждение некоторые исследователи Сириуса, получившие неверные результаты. Так что даже появились люди, обвинившие Адамса в недобросовестности: мол, нашёл то, что надо (впрочем, произошло это через много лет после его смерти). Но другие специалисты сумели доказать, что ошибка вышла из-за загрязнения полученного спектра светом Сириуса A. Это тоже не делает чести такому профессионалу, каким был Адамс, но его честное имя отстояли. Надо ещё сказать, что неверный результат Адамса в 1928 году подтвердил Джозеф Мур. Проведённые в 1971 году новые измерения дали красное смещение V = 89 км/с, а ещё более поздние, в том числе с помощью космического телескопа «Хаббл», получили V = 80 км/c. Согласование с теорией было достигнуто.
Но стоит сказать, что для проверки ОТО это уже роли не играло. Подтверждение гравитационного красного смещения больше не искали на звёздах, поскольку результаты подобных экспериментов были признаны ненадёжными из-за того, что сдвиг мог быть вызван и другими причинами. Например, в случае Солнца - это крупномасштабная конвекция в солнечных ячейках. В 1960 году Роберт Паунд и Глен Ребка из Гарвардского университета продемонстрировали существование гравитационного красного смещения спектральных линий на Земле.
ЕЩЁ НЕСКОЛЬКО ИНТЕРЕСНЫХ ФАКТОВ О СИРИУСЕ
Температура поверхности молодых белых карликов очень высока, и она способна излучать в рентгеновском диапазоне, причём даже сильнее светимости звёзд главной последовательности. Иллюстрацией могут служить снимки Сириуса, сделанные космическим рентгеновским телескопом «Чандра» - на них белый карлик Сириус B выглядит ярче, чем Сириус А, который, как уже было написано, в оптическом диапазоне в 10 000 раз ярче. Сириус B состоит из полностью ионизированной смеси углерода и кислорода, окружённой тонкой атмосферой ионизированного водорода. Из-за сильной поверхностной гравитации почти все более тяжёлые загрязняющие вещества в атмосфере опустились в ядро. Поскольку горячая водородная атмосфера прозрачна для рентгеновских лучей, мы наблюдаем их излучение и из более глубоких и горячих слоёв. Это кардинально отличает белых карликов от «нормальных» звёзд, у которых в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.
С 1894 года астрономы наблюдали нерегулярности в орбитах Сириуса A и B с периодичностью примерно 6 лет. А в 1920-х годах в системе вроде даже заметили тусклую третью звезду около 12-й величины. Затем борьба за её существование шла с переменным успехом, причём с постоянным уменьшением возможной массы. Так, в исследовании 1995 года пришли к выводу, что такой компаньон, вероятно, существует и имеет массу примерно 0,055M☉. А работа 2008 года отрицала существование третьей звезды. Исследование 2017 года с помощью «Хаббла» не смогло обнаружить её следов, но не исключило существования небольшого коричневого карлика или большой экзопланеты. Исследование 2021 года опять опровергает существование Сириуса C. В 1999 году французские астрономы нашли фоновую звезду нужной яркости, мимо которой Сириус прошёл в 1920-х годах.
В 1869 году английский астроном Ричард Проктор заметил, что пять ярких звёзд, образующих часть ручки и ковш созвездия Большой Медведицы, имеют почти одинаковое собственное движение. Если продлить его назад во времени, их пути сходятся в одной точке на небе.
В 1909 году Герцшпрунг предположил, что и Сириус входит в эту движущуюся группу звёзд Большой Медведицы. Теперь таких звёзд 220, и это ближайшая к Солнцу группа звёзд, имеющих близкие скорости, общее направление движения и примерно одну и ту же металличность, что говорит об общем происхождении. Вероятно, они все когда-то входили в большое рассеянное звёздное скопление. Но современные исследования показали, что Сириус значительно младше остальных звёзд и не может быть членом этой группы. Совпадение скорости просто случайно. Однако в 1992 году было выдвинуто предположение, что Сириус, наряду с ещё 50-ю звёздами группы, может быть представителем гипотетического сверхскопления Сириуса.
Кстати, сейчас для астрономов-любителей как раз наступило лучшее время наблюдения Сириуса B. В 2022 году он отошёл на максимальное угловое расстояние 11,3″ от главной звезды. Наблюдать его всё равно сложно и требуется телескоп с апертурой хотя бы 20 см и увеличением 200-300. Впрочем, если у вас телескоп похуже, не отчаивайтесь, шансы всё равно есть. Только для их увеличения попробуй те выполнить несколько советов. Заранее определите, с какой стороны находится Сириус B, и постарайтесь поместить Сириус A на край поля зрения, а ещё лучше за его пределы. Предварительно потренируйтесь на двойной звезде с таким же угловым разделением компонентов, но менее сильным различием яркости между ними. Это позволит вам прикинуть масштаб изображения. Например, используйте Ригель (β Ориона), который выглядит двойной звездой с соотношением видимых величин компонентов 0,1/6,7 и угловым расстоянием 9,5″. Чистого вам неба и удачных наблюдений!"
Алексей Понятов, "Наука и жизнь", № 8, 2024
Статьи об отдельных звёздных объектах, опубликованные в «Науке и жизни» (автор - Алексей Понятов):
Ближайшая. № 1, 2017.
Летящая. № 7, 2017.
Мигающая. № 3, 2018.
Пульсирующая. № 6, 2018.
Импульсивная. № 10, 2018.
Загадочная. № 4, 2019.
Гигантская. Критические дни Бетельгейзе. № 4, 2020.
Магнитная. № 2, 2021.
Эталонная. № 10, 2021.
Архив номеров.