Когда впервые было обнаружено, что Сириус В очень мал, стало сразу очевидно, что его плотность гораздо выше, чем у самого плотного вещества на Земле.

Несколькими годами ранее это показалось бы нелепостью, но к тому времени, как Адамс сделал свое ключевое открытие относительно температуры Сириуса В, уже было известно, что атом состоит из чрезвычайно плотного крохотного ядра, окруженного почти не имеющими массы электронами.

На этом основании Эддингтон в 1924 г. высказал идею, что в таком объекте, как Сириус В, атомы расщеплены и ядра сближены между собой гораздо плотнее, чем в веществе, состоящем из целых, нерасщепленных атомов.

Вещество, состоящее из таких атомов и ядер, расположенных вплотную друг к другу, получило название вырожденного или «дегенерировавшего» вещества.

Поверхностное притяжение любого объекта зависит от его массы и расстояния от поверхности до центра (т. е. его радиуса). Например, масса Солнца в 333 500 раз больше массы Земли, радиус Солнца больше земного в 109,1 раза. Поэтому, находясь на поверхности Солнца, мы оказались бы в 109,1 раза дальше от центра объекта, чем на поверхности Земли. Увеличение указанного расстояния ослабляет силу притяжения, которую мы бы испытывали, окажись на поверхности Солнца.

Для определения поверхностной гравитации Солнца его масса должна быть разделена на квадрат его радиуса, т. е. 333 500/(109,1)2, что равно приблизительно 28. Другими словами, поверхностная гравитация Солнца в 28 раз превышает земную.

Возвращаясь к Сириусу В, мы должны иметь в виду, что, хотя его масса равна 1,05 солнечной, радиус этой маленькой звезды много меньше, чем у Солнца. Дистанция от поверхности до центра равна всего 0,008. Поверхностная гравитация на Сириусе В, таким образом, будет равна (1,05/(0,008)2)Х28, т. е. в 470 000 раз больше, чем на Земле.

Сириус В — такая крошечная звезда с температурой белого каления, и может служить примером белого карлика. А так как это звезда высочайшей плотности и малых размеров, то Сириус В — это сжавшаяся, или сколлапсировавшая, звезда.

Сириус В и все белые карлики — это звезды, уже не принадлежащие главной последовательности. В главной последовательности находятся звезды, ядерный синтез водорода в центре которых выделяет тепло, удерживающее звезду в расширенном состоянии. Когда водородное топливо иссякнет, звезда не сможет больше оставаться раздутой и ее собственное гравитационное поле заставит ее сжаться и превратиться в белый карлик.

В звездном населении галактики белые карлики составляют, по-видимому, 15 %. Это означает, что в галактике существует примерно 45 миллиардов белых карликов. Из-за малого своего размера они так тусклы, что различить можно только те из них, которые находятся в относительной от нас близости.

Поэтому Сириус В, ближайший к нам белый карлик, нельзя увидеть без телескопа даже в отсутствие ослепляющего света соседнего с ним Сириуса А.

Похоже, что сегодня белые карлики — главный ключ к разгадке образования новых. Но не только они: имеется еще один тип звезд, с которым нам придется иметь дело, — тип звезд, которого тоже нет в главной последовательности.

Когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) впервые в 1905 г. разрабатывал свою главную последовательность, он обратил внимание, что существует два вида красных звезд. Один из них — тусклые, другой — очень яркие; переходного вида нет.

Красная звезда выглядит красной оттого, что имеет холодную или самое большее нагретую докрасна поверхность, в то время как звезды такого типа, как наше Солнце, раскалены добела. Температура поверхности красных звезд, очевидно, не выше 2000 °C. Можно предположить, что такие звезды на единицу поверхности дают сравнительно мало света и если б они имели размер нашего Солнца или меньше, они поневоле должны быть тусклыми. Поэтому тусклость красных звезд не вызывает удивления. Но как объяснить существование очень ярких красных звезд?

Чтобы «прохладная» звезда светила очень ярко, надо предположить, что при слабом излучении на единицу поверхности общая поверхность такой звезды огромна, гораздо больше поверхности Солнца. Яркие красные звезды имеют диаметр в 100 раз больший, чем солнечный. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе или Антарес, называют красными гигантами.

Уже когда была определена главная последовательность, стало ясно, что красных гигантов в ней не будет. Конечно, разумно было предположить, что красные гиганты — это звезды в процессе рождения: они медленно уплотняются под влиянием собственной гравитации и по мере этого становятся все меньше и горячее.

С течением времени красные гиганты сожмутся до «нормальных» размеров, разогреются и только тогда займут свое место в главной последовательности.

Теперь, однако, так не думают.

Ученые исследовали скопления звезд, в которых все звезды считались одного возраста, поскольку все скопление (или кластер) возникло, скорее всего, одновременно.

Астрономы поняли, что все звезды скопления эволюционировали и что, чем крупнее была звезда, тем быстрее протекала эта эволюция. Они определили массы разных звезд и имели, так сказать, серию «проб», которые указывали на разные этапы эволюции. Наиболее массивными звездами были красные гиганты, это свидетельствовало о том, что, хотя такая звезда и не принадлежала к главной последовательности, ее следовало отнести к поздней фазе, а не к ранней стадии эволюции.