Что такое звезды?

Что такое звезды?

Введение

Как и все тела в природе, звёзды неостаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец"умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как онистареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялосьбольшой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностьюподробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе.

Нетак давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа ипыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительныефотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где втечение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947 г. вэтом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. эти продолговатые образованияраспались на отдельные звёзды — впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случай показаластрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, иказавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают вгруппах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

Основные звездные характеристики

Светимость и расстояние до звезд

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшимисключением, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Этоозначает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопынельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Подчеркиваю слово"реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, аглавным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескоповполучается «ложное» изображение звезды в виде диска. Угловые размерыэтого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже дляближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не можетбыть, как говорят астрономы, «разрешена». Это означает, что мы можемизмерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Меройвеличины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимаявеличина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величиныастрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звездопределить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных нарасстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяетсяизвестным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при ихнаблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этотметод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако длябольшинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малыесмещения положения звезд надо измерять — меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менеедостаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определитьи непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемымособенностям их излучения.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучениеспектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены наклассы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолькоточна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и Аобозначается как В0, В1. .. В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближениипохож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температуройТ. Эти температуры плавно меняются от 40−50 тысяч градусов у звездспектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. Всоответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и Вприходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения споверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущеныспециализированные искусственные спутники земли; на их борту были установленытелескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовоеизлучение.

Характерной особенностью звездных спектров являетсяеще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащихразличным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценнуюинформацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам"непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полнымпреобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальныхэлементов достаточно невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомовводорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немногоменьше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементовсовершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд -это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелыхэлементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звездыявляется ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет;звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М — красные. Вастрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная системацветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученныхчерез различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звездхарактеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один изкоторых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имееткривую спектральной чувствительности, сходную с человеческимглазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что поизмеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью доподкласса. Для слабых звезд анализ цветов — единственная возможность ихспектральной классификации.

Температура и масса звезд

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу жедает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно какабсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученнаяединицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:

- постоянная Больцмана

Мощность излучения всей поверхности звезды, или еесветимость, очевидно будет равна

(*), где R — радиус звезды. Такимобразом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуруповерхности.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самуюважную характеристику звезды — ее массу. Надо сказать, что это сделать не такто просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеютсянадежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звездыобразуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты, а и период обращенияР известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

, здесь М1 и М2 — массыкомпонент системы, G — постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношениеорбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно такимобразом определить массу каждой из звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и нерасполагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И этодостаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой методсуществовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такойситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью ицветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую жемассу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегдаследует принимать с некоторой осторожностью.

Связь основных звездных величин

Итак, современная астрономия располагает методамиопределения основных звездных характеристик: светимости, поверхностнойтемпературы (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важныйвопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Преждевсего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ееболометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимостьпредставляется простой формулой (*) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давно уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и ихспектральным классом (или, что фактически одно и то же, — цветом). Этузависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическомматериале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунги американец Рассел.

Рождение звезд

Межзвездный газ

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, чтозвезды — это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие отнас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценилрасстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почтивсеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, вкотором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономывремя от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвезднойсреде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительнодоказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь немифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполнеопределенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовалсяглавным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоятиз нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонентавозникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облакемежзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначительномусмещению длин волн линий поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первомприближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальныеэлементы мы можем рассматривать как «примеси».

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввидутолько межзвездный газ. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвезднойпыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос опрозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностьюбыло доказано, что межзведное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое окологалактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляетсядоказанным, что поглощение света обусловленно межзвездной пылью, то естьтвердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Этипылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеютдовольно вытянутую форму и в какой-то степени «ориентируются», тоесть направления их вытянутости имеют тенденцию «выстраиваться» вданном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий черезтонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Разнообразие физических условий

Характернейшей особенностью межзвездной среды являетсябольшое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающейнесколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда междуоблаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубический сантиметр. имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные волны отвзрывов звезд.

Наряду с отдельными облаками как ионизированного так инеионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своимразмерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название «газово-пылевых комплексов». Для нас самымсущественным является то, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейшийпроцесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.

Почему должны рождаться новые звезды?

Значение газово-пылевых комплексов в современнойастрофизике очень велико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительнойстепени интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде сважнейшим процессом образования звезд из «диффузной» сравнительноразряженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют дляпредположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессом звездообразоания? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже по крайней мере с сороковых годовнашего столетия астрономам ясно, что звезды в Галактике должны непрерывно (тоесть буквально «на наших глазах») образовываться из какой-токачественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 году было установлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрах звездтермоядерный синтез. Грубо говоря, подавляющие большинство звезд излучаютпотому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточныхэтапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона (в атомных единицах) равна 1,0081, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна 4,0039, то избытокмассы, равный 0,007 атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия. Тем самым определяется запас ядерной энергии в звезде, которая постояннотратится на излучение. В самом благоприятном случае чисто водородной звездызапаса ядерной энергии хватит не более, чем на 100 миллионов лет, в то времякак в реальных условиях эволюции время жизни звезды оказывается на порядокменьше этой явно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет — ничтожный срокдля эволюции нашей Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардовлет. Возраст массивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Значит звезды (по крайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могутбыть в Галактике «изначально», то есть с момента ее образования. Оказывается, что ежегодно в Галактике «умирает» по меньшей мере одназвезда. Значит, для того, чтобы «звездное племя» не"выродилось", необходимо, чтобы столько же звезд в среднемобразовывалось в нашей Галактике каждый год. Для того, чтобы в течениидлительного времени (исчисляемыми миллиардами лет) Галактика сохраняла бынеизменными свои основные особенности (например, распределение звезд поклассам, или, что практически одно и тоже, по спектральным классам), необходимо, чтобы в ней автоматически поддерживалось динамическое равновесиемежду рождающимися и «гибнущими» звездами. В этом отношении Галактикапохожа на первобытный лес, состоящий из деревьев различных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньше возраста леса. Имеется, правда, одноважное различие между Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд смассой меньше солнечной превышает ее возраст. Поэтому следует ожидатьпостепенного увеличения числа звезд со сравнительно небольшой массой, так какони пока еще «не успели» умереть, а рождаться продолжают. Но дляболее массивных звезд упомянутое выше динамическое равновесие неизбежно должновыполняться.

Газово-пылевые комплексы — колыбель звезд

Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и"сверхмолодые" звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономыпредполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевойсреды. Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения -гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело втом, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклоненияот строгой однородности. в дальнейшем, однако, если массы этих конденсацийпревосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малыевозмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется нанесколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будутпродолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся взвезды.

Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободноепадение тела под влиянием некоторого ускорения. Так, к примеру, облако смассой, равной солнечной, сожмется за миллион лет.

В процессе только что описанной первой стадииконденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется «стадиейсвободного падения», освобождается определенное количество гравитационнойэнергии. Половина освободившейся при сжатии облака энергии должна покинутьоблако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным длясвоего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будетпродолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздомедленнее. Температура его внутренних областей, после того как процессдиссоциации молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться, таккак половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти нанагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя. Это уже самаянастоящая протозвезда.

Таким образом, из простых законов физики следуетожидать, что может иметь место единственный и закономерный процесс эволюциигазово-пылевых комплексов сначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однаковозможность — это еще не есть действительность. Первейшей задачейнаблюдательной астрономии является, во-первых, изучить реальные облакамежзвездной среды и проанализировать, способны ли они сжиматься под действиемсобственной гравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуру. Во-вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу"генетической близости облаков и звезд (например, тонкие детали иххимического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков ипрочее). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимыесвидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд (например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения). Кроме того, здесь могут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаются совершенно неожиданныеявления. Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но для этого преждевсего надо уметь отличать их от «нормальных» звезд.

Звездные ассоциации

Эмпирическим подтверждением процесса образования звездиз облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, чтомассивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, агруппируются в отдельные обширные скопления, которые позже получили название"ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Такимобразом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звездырождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется спредставлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из другихпримечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большимигазово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такаясвязь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсацииоблаков газово-пылевой среды.

Процесс рождения звезд, как правило, не заметен, потому что скрыт от нас пеленой поглощающей свет космической пыли. Толькорадиоастромония, как можно теперь с большой уверенностью считать, внесларадикальное изменение в проблему изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает радиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыласовершенно неожиданные явления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которые имеют прямое отношение к процессу звездообразования.

Кратко о всем процессе рождения

Мы довольно подробно рассматривали вопрос оконденсации в протозвезды плотных холодных молекулярных облаков, на которыеиз-за гравитационной неустойчивости распадается газово-пылевой комплексмежзвездной среды. Здесь важно еще раз подчеркнуть, что этот процесс являетсязакономерным, то есть неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивостьмежзвездной среды неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению наотдельные, сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственнаясила тяжести не может сжать облака — для этого они недостаточно плотны ивелики. Но тут «вступает в игру» межзвездное магнитное поле. Всистеме силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие"ямы", куда «стекаются» облака межзвездной среды. Этоприводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексахобразуется слой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углеродультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается находящейся в плотномкомплексе космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждаютмежзвездный газ и «термостатируют» его при очень низкой температуре -порядка 5−10 градусов Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равновнешнему давлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слоезначительно выше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнеттолщины около одного парсека, начнет «фрагментировать» на отдельные, еще более плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитациибудут продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвезднойсреде возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционируетсо скоростью, зависящей от ее массы.

Когдасущественная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездное магнитноеполе, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать кгалактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегдадолжны приближаться к галактической плоскости.

Эволюция и виды звезд

Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своегоядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет. Внешниеслои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На местегиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.

Белые карлики — одна из увлекательнейших темв истории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающиесвойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило началоисследованиям таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разныхуголках Вселенной.

Во Вселенной много белых карликов. Одно времяони считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных вобсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сферес радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Историяоткрытия белых карликов восходит к началу 19 В, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь являетсяне прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звездыпроисходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась изстороны в сторону. К 1844 г., спустя примерно десять лет после первых наблюденийСириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; онообнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалосьто обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, топериод обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равенприблизительно 50 годам.

Перенесёмсяв 1862 г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипи былопоручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларкзакончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена линеобходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили вподвижной трубе и направили на Сириус — самую яркую звезду, являющуюся лучшимобъектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положениетрубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый «призрак», который появился навосточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса. Затем, по мередвижения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение былоискажено — казалось, что «призрак» представляет собой дефект линзы, который следовалобы устранить, прежде чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая вполе зрения телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейсяпервой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи- его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзуиспользуют, по сей день, но на другой установке.

Таким образом, Сириус стал предметомвсеобщего интереса и многих исследований, ибо физические характеристики двойнойсистемы заинтриговали астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, егорасстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движенияастрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых СириусА и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массыСолнца. Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышаетрасстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию междуСолнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты массаСириуса, А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус, А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютнойвеличине Сириуса, А мы знаем, что он примерно в 35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превышает светимость Сириуса В.