Белые карлики. Будущее Вселенной - страница 11

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.

На рубеже XIX и XX вв. астрономы уже достаточно знали о спектрах ионизированных газов, чтобы понять, что движение вдоль этого ряда от начала к концу указывает на прогрессирующее снижение температуры звездных атмосфер. Так что группу О составили самые горячие звезды, группу М – самые холодные. К слову, в первую группу вошли очень яркие голубые звезды из созвездия Ориона – отсюда и буква О. В каждом классе подкласс с индексом 0 состоит из самых горячих звезд, а с индексом 9 – из самых холодных. Эта классификационная система, так и названная гарвардской, после ряда модификаций была утверждена на Пятой конференции Международного союза по сотрудничеству в исследованиях Солнца, которая летом 1913 г. состоялась в Бонне. Постановление конференции и предшествовавшие ему дискуссии фактически стали началом организационного оформления звездной астрофизики в качестве самостоятельной ветви науки о космосе.