시리우스 B는 시리우스 바이너리 시스템에서 희미하고 작고 덜 무거운 별의 이름입니다. 실제로 관찰되기 거의 18 년 전에 존재한다고 가정되었다!
세부 정보 : 베셀 – 예, 베셀 기능을 담당하는 사람의 이름을 따서 – 시리우스의 위치에 대한 데이터를 분석 (베셀은 최초의 시차를 관찰 한 사람), 특히 적절한 운동을하고 1844 년에 – 보이지 않는 동반자 별 (동일 해왕성의 존재를 유추하는 데 사용 된 것과 동일한 원칙). 1862 년에 알반 클라크 (Alvan Clark)는 방금 지은 18.5 인치 굴절 망원경을 사용하여이 동반자를 보았습니다 (공주 : 시리우스 B는 시리우스 A보다 ~ 10 배 더 희미하고, 몇 초만으로 분리됨)
시리우스 B는 20 세기 초반에 백색 왜성으로 발견 된 3 개의 "고전"중 하나 인 백색 왜성입니다 (시리우스 B는 발견 된 두 번째 – 40 마리의 에리 다니 B가 훨씬 일찍 발견되었으며 프로키온은 발견되었습니다) Bessel은 1844 년 Bessel에 의해 가설을 세웠지 만 훨씬 나중에 (1896 년까지) 관찰되지는 않았다. 그것은 지금까지 발견 된 가장 거대한 백색 왜성 중 하나입니다. 그것의 질량은 대략 태양의 질량과 동일합니다. 모든 백색 왜성처럼 작습니다 (태양보다 반경이 0.008에 불과하여 지구보다 작습니다). 지금까지 가장 많이 본 것처럼 뜨겁습니다 (약 25,000K).
시리우스 B는 최근 6 천만년 전 (우연히 약 6 천만년 전이었을 때!)에 5 개의 솔 B 스타 였을 것입니다. 대량의 (그리고 그 과정에서 많은 '금속'과 함께 동반자를 강화), 백색 왜성으로 축소했다. 시리우스 B의 퇴화 탄소 / 산소 코어 (융합체는 거의 모든 별을 구성합니다. 얇고 비 변성 수소 분위기가 있습니다. 이것이 우리가 보는 것입니다)에서 융합이 일어나지 않으므로 천천히 냉각됩니다. 표면적이 작기 때문에 너무 천천히 식습니다).
이러한 큰 덩어리를 작은 부피로 포장한다는 것은 시리우스 B의 표면 중력이 엄청나다는 것을 의미합니다. 사실 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 예측 중 하나 인 중력 적 적색 편이 (이것은 파운드와 레브 카에 의해 1959 년 실험실). 이 중력 적 적색 편이에 대한 가장 최근의 관찰은 2005 년 허블에 의한 것으로, 허블의 우주 잡지 기사 시리우스의 백색 왜성 동반자에 설명되어 있습니다.
시리우스 B에 관한 다른 우주 잡지의 이야기에는 White Dwarf Theory Proof Proof과 이번 2005 What 's Up This Week 1이 포함됩니다.
천문학 캐스트에는 시리우스 B, 드워프 스타 및 이진 스타와 관련된 두 가지 에피소드가 있습니다.
참고 문헌 :
http://www.solstation.com/stars/sirius2.htm
http://en.wikipedia.org/wiki/Sirius
