Что касается физического устройства
3., то понятие о нем мы можем получить только при помощи спектрального анализа (смотрите). В трубы даже с самыми сильными увеличениями 3. представляются лишь небольшими более или менее яркими точками, и рассмотреть на них ничего нельзя; лишь исследование спектров ведет к цели. В этом случае особенно ценную услугу оказывает астрономии фотография, так как можно зафото-графировать спектры, в которых глаз по их ничтожной яркости ничего не может рассмотреть, и, кроме того, исследования над положением и видом спектральных линий гораздо удобнее и точнее производить по фотографии, чем непосредственно глазом. Однако, еще до применения фотографии, Секкп, Гёггинс, Фогель и др. исследовали большое число звездных спектров (от более ярких 3.). Оказалось, что в общих чертах спектры 3. схожи со спектром солнца, то есть в них на фоне непрерывного спектра находятся темные линии. Это указывает, что 3. суть тела с ярко светящейся поверхностью (так называемым фотосфера; см. солнце), окутанные атмосферами; свет от яркой поверхности 3., проходя через газы ея атмосферы, претерпевает частичное поглощение, вследствие чего в спектре и появляются темные линии, по положению которых можно судить о том, какие химические элементы находятся в газообразном состоянии в атмосфере той или другой 3. Уже Секки заметил, что не все 3. имеют в точности одинаковый спектр, и предложил классификацию звездных спектров, которая, как показали дальнейшия исследования, хорошо выделяет существенные черты большинства звездных спектров. В неии спектры разделяются на 4 класса; характерные черты их: класс I—в спектре широкие темные линии от поглощения света водородом, иногда немногочисленные тонкие линии от различных металлов; к этому классу принадлежит большинство 3.; класс II—спектр такой, как у солнца, то есть с многочисленными темными линиями, указывающими на присутствие в атмосфере 3. различных химических элементов в газообразном состоянии; классы III и IV—спектры с широкими полосами поглощения; каждая полоса резка на одной стороне и постепенно слабеет к другой. В связи со спектром находится и цвет 3.: 3. со спектрами I класса—белыя, II кл.—желтыя, III и IV кл.—красные. В конце XIX в появились более детально разработанные классификации Фогеля и Локиера. В основание каждой из них была положена та идея, что каждая 3. в своем постепенном развитии от возникновения до угасания претерпевает ряд сходных или даже, быть может, часто и тождественных изменений своего физического устройства и что каждой стадии развития соответствует особый спектр; следовательно, если мы наблюдаем в различных 3. неодинаковые спектры, то это обозначает лишь то, что эти 3. находятся в различных стадиях развития. Развитие 3., несомненно, совершается так медленно, что человечеству, вероятно, никогда не удастся пронаблюдать переход какой-либо 3. из одного фазиса в другой, и представление о ходе последовательного изменения физического состояния отдельных 3. можно надеяться получить лишь при допущении: 1) что, вообще, это изменение происходит и 2) что одновременно наблюдаемия различные физические состояния отдельных 3. можно рассматривать как последовательные во времени состояния каждой из них. Задача сводится к тому, чтобы на основании данных физики определить, каково именно тепереш
нее состояние отдельных 3. и в какой именно последовательности совершается переход от одного состояния к другому в каждой отдельной 3. При таком взгляде классы спектров не должны быть резко обособлены друг от друга,—это скорее типы спектров, и каждый отдельный наблюдаемый спектр либо принадлежит к одному из этих типичных спектров либо представляет, т. ск., переходный вид от одного типа к другому. Позднейшия наблюдения, действительно, обнаружили много 3. с подобными переходного вида спектрами, но они обнаружили и такие спектры, которые не были предусмотрены прежними классификациями. Изследования в земных лабораториях относительно изменчивости спектров различных газообразных веществ в зависимости от условий, при которых вещество доводится до свечения, а кроме того, и новые взгляды на строение и свойства материи, которые характеризуют современные физические теории, привели к заключению, что нам еще трудно с уверенностью судить по спектру о деталях физического состояния атмосфер 3., в виду разнообразия факторов, от которых может зависеть наблюдаемый спектр 3. Всякая слишком детально разработанная гипотеза относительно последовательных стадий в истории развития 3. не может примирить разнообразие взглядов различных исследователей и рискует оказаться не в соответствии с исследованиями ближайшого будущого. Поэтому, когда в последние годы был поднят вопрос об установлении однообразной, международной классификации звездных спектров, то без отношения к каким-либо теоретическим соображениям, просто в виду ея практической целесообразности, была принята следующая классификация, выработанная несколько лет тому назад на обсерватории Гарвард-Колледжа (в Кембридже, С. Ам.), при обработке неск. тыс. зафотографированных спектров 3,
Названиеспектра Краткая характеристика,
(буквенное).
О Спектры с яркими линиями па фоне непрерывного сп.
Названиеспектра Краткая характеристика,
(буквенное).
В Спектры с темными линиями гелия.
А Широкие линии водорода; прочия линии слабы.,
F Линии водорода Ужо; много линий других веществ, j
G Линии вод. еще уже, а другия линии еще многочисленнее, чем в спектре F; солнечный спектр.
К Линии класса G еще более усилены; ослабление фиолетового конца спектра.
М ) Спектры с широкими полосами по. глощения, соотв. классам III и IV
N ) Сфкки.
Q Особенные или сложные спектры, не подходящие к указанным типам.
Приведенная последовательность спектров от 0 до N соответствует красноте 3.: 3. первых типов—белыя, средних—желтыя, последних— красныя; 3. промежуточных видов обозначаются двойными буквами, например, В5А обозначает спектр, в кот. одинаково выступают линии гелия и водорода. По наиболее распространенному мнению, этот ряд спектров, в общих чертах, характеризует последовательное изменение спектра 3. при ея постепенном охлаждении. Изследования яркости различных цветов в спектрах 3., на основании недавно найденных физических законов о связи этой яркости с температурою источника света, позволили приблизительно определить и температуры 3.; оказалось, что 3. белия имеют температуру, в среднем, около 10 тысяч градусов, желтыя— около 7 тыс. град., красныя—около 4 тыс. град. Наконец, в последние годы было найдено, что загадочные широкие полосы поглощения в спектрах ИП и IV класса, по Секки, происходят от поглощения света парами химических соединений (а не элементов, как резкие линии спектров).
Движения 3. Как уже сказано, взаимное расположение 3. на небе меняется, хотя и крайне медленно, так что заметить невооруженным глазом изменение фигур созвездий возможно лишь через много тысячелетий; однако, при современной точности астронометрических измерений удалось уже определить более или менее точно скорости видимых движений на небесном своде нескольких тысяч 3. Самое быстрое из них составляет 8,7“ в год; след.,
эта 3. (она телескопическая, 8 вел.) переместится на небе на расстояние, равное видимому поперечнику луны или солнца (V2 градуса), только в 200 слишком лет. 3. в каждом участке неба, например, в каждом созвездии, движутся, вообще говоря, по самым различным направлениям и с различными угловыми скоростями. Однако, с течением времени, по мере накопления все более точного и обширного материала наблюдений, оказалось возможным среди этих разнообразных движений подметить некоторые закономерности. Оказалось, например, что есть в небе группы 3., имеющия одинаковое движение по направлению и скорости; таковы группы Плеяд, Гиад, пять средних 3. ковшика Большой Медведицы (две крайния 3. имеют иное движение) и нек. др.; таким образом, были обнаружены, т. ск., семейства 3., своим общим движением свидетельствующия об их физической близости и, можно думать, общем происхождении. Оказалось, далее, что на всем небе 3., при всем разнообразии их движений, обнаруживают, в общем, некоторую тенденцию удаляться от созвездия Геркулеса; эта тенденция получает вполне естественное объяснение в том, что наше солнце со всей его системой планет движется к этому созвездию, а нам вследствие этого кажется, будто 3. удаляются от него, подобно тому, как нам кажется, что предметы по обе стороны поезда убегают от того места, куда движется поезд. В последние годы изучение движений 3. привело к дальнейшим заключениям. Оказалось, что даже после учета тех движений их, которые суть только кажущияся и происходят на деле от движения солнца, остающияся их собственные (в тесном смысле этого слова) движения (т. наз. motus peculiaris) не вполне беспорядочны, и что в них есть своя закономерность. Каптейн и за ним другие исследователи показали, что эта закономерность такова, что как будто те тысячи 3., движения которых были подвергнуты соответственной статистической обработке, образуют в небесном пространстве две группы,
два „роя“, взаимно проникающие друг друга и движущиеся в противоположных направлениях; движения же отдельных 3. в каждом „рое“ уже совершенно случайны и не обнаруживают какой - либо закономерности. Шварцшильд показал, впрочем, что непосредственные результаты наблюдений могут быть истолкованы и в том смысле, что исследованные 3. образуют единый „рой“, но что движения отдельных 3. в нем не беспорядочны, как в „рояхъ“ Каптей-на, а подчинены некоторому закону, именно, что 3., его составляющия, преимущественно движутся вдоль некоторой прямой в ту или другую сторону, и что число 3. с иным направлением движения тем меньше, чем больше это направление уклоняется от указанных двух преобладающих направлений. Это преобладающее направление движений в едином „рое“ Шварцшильда совпадает с тем направлением, по которому движутся взаимно проникающие „рои“ Каптей-на; оно расположено в плоскости Млечного пути: от северной части созвездия Ориона к созв. Павлина. Еще нет возможности выбора между этими объяснениями наблюдаемых явлений—вопрос нуждается еще в дальнейшей разработке; но приведенные гипотезы указывают, какого рода существенные вопросы могут быть решены при исследовании медленных движений 3.
В последния 20 лет широко развилось измерение т. наз. лучевых скоростей 3., то есть линейных скоростей вдоль линии зрения, по которой мы видим ту или иную 3.; это делается при помощи исследования спектров с применением принципа Доп-плера-Физо {см. XVIII, 632/3). Эти измерения показали, что скорости 3. составляют, вообще говоря, несколько десятков километров в секунду, следовательно, это скорости—в роде скоростей планет и комет в солнечной системе. К настоящему времени известны лучевия скорости свыше тысячи более ярких 3. во всех областях неба; из них, независимо от исследования видимых движений 3. поперек линии зрения
2ги
(смотрите выше), были определены направление движения солнечной системы в пространстве и скорость этого движения; она оказалась около 19 — 20 килом. в секунду, т. е. около двух поперечников земной орбиты в год. После учета того влияния, которое оказывает на лучевия скорости различных 3. это движение солнца, оказалось, что остающияся затем собственные движения 3. обнаруживают некоторую связь с их спектрами, именно—средняя скорость 3. спектрального типа В (смотрите выше) оказывается около 6 килом. в сек., скорости же следующих типов (А, F и так далее) постепенно все больше и у 3. типа М достигают 16 килом. в сек. Это есть пример тех закономерностей, которые в последнее время постепенно выясняются между различными явлениями в области звездного мира и указывают, конечно, на какие-то, пока еще не вполне обнаруженные, законы его развития.—Скорость кажущагося углового перемещения 3. по небесной сфере зависит как от действительной линейной скорости движения их поперек линии зрения, так и от расстояния их от солнечной системы; естественно поэтому ожидать, что 3. с заметным собственным движением, в среднем, ближе к нам, чем 3., медленно движущияся; вот почему для определения параллаксов выбираются 3. с заметным собственным движением на ряду с 3. более яркими и, след., тоже можно думать, более близкими. Эти естественные соображения в отдельных случаях иногда не оправдываются; например, Арктур (а Волопаса), одна из самых ярких 3. неба и с значительным движением, 2“ в год, имеет, однако, едва измеримый параллакс в 0,03“, соответствующий расстоянию в 1.000 билл. килом.; но в среднем эти соображения должны быть верны. На основании материала, полученного к последнему времени, Кап-тейн вывел следующую таблицу, указывающую зависимость параллакса от яркости 3. и собственного движения.
> Энциклопедический словарь Гранат, страница 206 > Звезды