параллакса, причём неизбежные ошибки определения параллакса, не зависящие от его величины, становятся слишком заметными.
Бывают даже случаи, когда в результате измерений параллакс звезды оказывается отрицательным, что не имеет смысла и происходит, очевидно, от ошибок наблюдения.
Видимая звёздная величина звезды, характеризующая её блеск, зависит от истинной силы света (светимости) и от расстояния звезды. Звезда может быть слабой оттого, что она действительно очень слаба, хотя и не далека от Солнца, или оттого, что хотя она в действительности ярка, но находится очень далеко от Солнца. В случаях, когда параллакс не мал и определён уверенно, можно вычислить звёздную величину, к-рую имела бы данная звезда, если бы она находилась не на её действительном расстоянии, а на нек-ром стандартном расстоянии, за к-рое принимают 10 парсек (см.), соответствующее палаллаксу 0", 1. Эту звёздную величину называют абсолютной звёздной величиной М; она вычисляется по видимой звёздной величине т и параллаксу р по формуле: М = т ± 5 ± 5 lg я.
(1) В 1914 Адамс и Колыпюттер на обсерватории Моунт Вилсон (США) обнаружили, что в спектрах звёзд существуют определённые спектральные линии, интенсивность которых зависит от абсолютной величины этих звёзд. Воспользовавшись звёздами, абсолютные величины которых надёжно определены вышеуказанным способом, по тригонометрически измеренному параллаксу, можно установить зависимость между интенсивностью этих спектральных линий и абсолютной величиной. Тогда для любых других звёзд можно обратить задачу: измерив интенсивность линий в их спектрах, можно определить их абсолютные величины М (спектральные абсолютные величины). Зная же их и видимые звёздные величины ш, можно по формуле (1) вычислить параллакс я, который и называется С. п. Опыт показывает, что спектральные абсолютные величины определяются с одинаковой точностью, практически не зависящей от т и равной около ±0, 5 звёздной величины. Дифференцируя формулу (1), находим: <Ш = 5 Mod — = 2, 17 — , Л Л
(2) 4 '
где Mod есть модуль десятичных логарифмов.
Подставляя в формулу (2) dM — ±0, 5, находим: dn/a = ±0, 23, т. е. точность определения С. п. составляет 23%. Поэтому спектроскопия. параллакс близких звёзд определяется менее точно, чем обыкновенные параллаксы, в то время как С. п. далёких звёзд определяются с точностью, недостижимой для обыкновенных определений, а такие звёзды составляют громадное большинство. Отсюда видно значение С. п. в звёздной астрономии.
В астрофизике имеется надёжное теоретич. обоснование метода С. п. В наст, время на многих обсерваториях определены С. п. около 22.000 звёзд.
Лит.: Рёссел Г. Н., Дэгап Р. С., Стюарт Д. К., Астрономия, перевод с англ., т. II, Москва — Ленинград, 1935, §§ 804—806; Паренаго П. П., Курс звёздной астрономии, Москва — Ленинград, 1946, §§ 10—11.СПЕКТРОСКОПИЯ, отдел физики, занимающийся изучением оптических спектров. Начало систематич. изучению оптич. спектров положили в 1860 основатели спектрального анализа Кирхгоф и Бунзен, отчётливо сформулировавшие мысль о тесной связи между спектром и химич. свойствами атомов (см. Свет). После Кирхгофа и Бунзена спектроскопия развивалась чисто экспериментальным путём вплоть до 80 — х гг. 19 в., когда, наконец, было впервые экспериментально установлено, что характерной особенностью многих спектров является спектральная серия (см. Спектры оптические).
Первая сериальная закономерность была установлена Бальмером и затем развита Кайзером, Рунге, Ридбергом и Ритцем. Однако эмпирические закономерности, установленные этими физиками, облегчали только систематизацию спектров, но не давали ещё их теории. С. представляла собой в тот период систематич. описание огромного количества спектров различных веществ. Своеобразным итогом развития С. этого периода являлся шеститомный справочник по С., принадлежащий Кайзеру. Лишь в 1913, когда Бору удалось построить новую модель атома, были объяснены основные черты строения линейчатых спектров.
Однако теория Бора не была в состоянии объяснить многочисленные усложнения, к-рые имеют место в спектрах сложных атомов. Усовершенствование модели атома Уленбеком и Гаудсмитом, Бундом и др. позволило дальше развить теорию сложных спектральных мультиплетов (см. Мультиплетные спектры). Квантовая механика (см.), наконец, устранила и все остальные недочёты, к-рые имелись в модели атома Бунда. В наст, время расчёт атомных и молекулярных спектров составляет в основном лишь математич. задачу. Относительно экспериментальных методов изучения оптических спектров см. Спектры оптические, Спектр, Спектральные аппараты.
Лит.: Фриш С. Э., Атомные спектры, Л. — М., 1933; ТеренинА. Н., Введение в спектроскопию, Л., 1933; Kayser Н., Handbuch der Spectroscopie, Bd I — VIII, Lpz., 1900—34.
С П EK TP ОФ ОТ ОМ ЕТРЫ,
см.
Спектральные
СПЕКТРЫ ОПТИЧЕСКИЕ, совокупность пространственно разделённых гармонических составляющих световых колебаний. Впервые наблюдение спектра было произведено Ньютоном в 1672. Пропустив сквозь стеклянную призму солнечный луч, проходивший через отверстие в оконном стекле, Ньютон получил на противоположной стене полосу, окрашенную в яркие цвета. Эту полосу Ньютон назвал спектром. Дальнейшее изучение С. о. тесно связано с развитием волновой теории света. В наст, время исследование С. о. развилось в самостоятельный отдел физики — спектроскопию (см.). По волновой теории цвет света зависит от длины волны; наибольшая длина волны видимого света соответствует красному цвету, наименьшая — фиолетовому. Призма или какой-либо другой спектральный прибор, разлагающий свет в спектр, сортирует свет по длинам волн.
С. о. по своему виду разделяются на сплошные, линейчатые и полосатые. Сплошные С. о. излучаются, как правило, раскалёнными твёрдыми или жидкими телами. Эти
