температуры, давления и пр., различным образом излучает свет. Т. о., по виду спектральных линий, на основании предварительных лабораторных исследований, можно судить о физич. условиях, имеющих место в атмосферах тех или иных светил.
Для целей простой классификации спектров звезд употребляется более простой вид спектроскопа, т. н. объективная призма или призматическая камера.
Каждая звезда имеет вид точки и посылает на объектив пучок параллельных лучей света. Поэтому, если не требуется очень большая резкость линий, можно совершенно устранить коллиматор со щелью, а просто поставить перед объективом рефрактора призму, вследствие чего каждая звезда в фокальной плоскости трубы растянется в цветную полоску, в к-рой можно заметить достаточное количество линий. Поместив вместо окуляра фотографическую пластинку, можно фотографировать т. о. спектры всех звезд, видимых в поле зрения одновременно.
Одним из наиболее интересных применений спектроскопа к астрономии является определение движения светил по лучу зрения. Как известно со времени Допплера (1842), если источник света движется по направлению к нам, линии в его спектре перемещаются к фиолетовому концу спектра; напротив, если источник света удаляется от нас — они смещаются в сторону красного конца спектра. По величине смещения можно судить о скорости движения тел (см. Спектроскопия). Это было впервые доказано на опыте русским астрофизиком акад. А. А.
Белопольским. Однако, практическое применение этого принципа смещения линий (принцип Допплера) долго не приводило к удовлетворительным результатам, вследствие крайней малости подобных смещений (при скорости в 1 км длина световой волны изменяется на 0, 2. 10'* мм). Только фотография в соединении с современными большими рефракторами позволила разрешить эту проблему. В наст, время существует ряд каталогов, содержащих скорости по лучу зрения многих тысяч звезд.
Описанные выше методы касаются исследования спектральных линий, к-рые, как мы видели, связаны с химич. и физич. особенностями светящегося тела и даже со скоростью перемещения его по отношению к наблюдателю. Но изучение непрерывной части спектров также представляет большой интерес, т. к. распределение яркости в различных частях спектра прямо зависит от температуры светила. Чем температура выше, тем синяя и фиолетовая части спектра ярче, тем звезда кажется белее. Планк установил количественное соотношение между энергией, испускаемой определенными частями спектра, и температурой тела. Поэтому, если сравнить между собою яркости различи, частей спектра раскаленного абсолютно черного тела (см.) при известной температуре и спектра от данной звезды, то можно определить температуру последней; при этом, очевидно, предполагается, что формула Планка применима и к звездам, чтд действительно имеет место, как это было показано Луммером.
Вопрос сводится, следовательно, к определению яркости непрерывной части спектра в различных цветах. Для этого применяются т. н. спектрофотометры — соединение спектроскопа с фотометром. Принцип устройства их весьма прост. Так как сравни 704
вать яркости источников света можно только, если они имеют одинаковые цвета, то поверхность сравнения в подобном спектрофотометре должна быть спектром, полученным искусственно, яркость к-рого могла бы по произволу изменяться в необходимом отношении. Для этого через одну половину щели спектроскопа получается спектр исследуемого тела, через другую — спектр от электрической лампочки, свет которой предварительно пропускается через систему николей, совершенно так же, как в фотометре Целльнера. Через посредство этого искусственного спектра можно сравнивать яркость данной звезды в разных цветах или с раскаленным абсолютно черным телом или же со звездами с уже известной температурой.
Главнейшие достижения А.
Из сделанного выше краткого очерка видно, что изучение спектров дает возможность определять химич. состав светил, светящих собственным светом, исследовать физическ. свойства в их оболочках, определять их абсолютную яркость, а следовательно и расстояние, и, наконец, находить скорость их перемещения по лучу зрения. Для этого употребляются инструментальные средства, в широкой мере заимствованные из физики и лишь несколько видоизмененные соответственно другим условиям работы. Применение этих методов к изучению свойств различных небесных тел совершенно изменило наши взгляды за последнюю четверть столетия. — Прежде всего был исследован химич. состав солнца в различных его оболочках и найдено, что значительная часть известных земных элементов находится на солнце в газообразном состоянии. До сих пор далеко не все линии в солнечном спектре отождествлены с линиями соответствующих земных элементов, что объясняется прежде всего различием физич. условий. В этом отношении предстоит еще большая работа.
Далее была определена температура солнца, к-рая на его поверхности оказалась равной 6.000°. Изучено вращение солнца, при чем констатировано, что оно вращается с различной угловой скоростью на различных широтах: на экваторе период вращения составляет ок. 25 дней, около полюсов — доходит до 30. Скорость вращения увеличивается в солнечной атмосфере по мере поднятия над поверхностью. При помощи тех же методов изучена циркуляция вещества на солнечной поверхности и в особенности в темных солнечных пятнах, и в недавнее время на солнце открыто магнитное поле и определено его напряжение. Для последней цели послужили исследования голландского физика Зеемана (Zeeman) над влиянием магнитного поля на вид и характер излучения света в спектральных линиях. Соответствующее изменение спектральных линий было констатировано в солнечном спектре Хэлем (Hale) при помощи могущественных инструментальных средств Маунт-Вильсоновской обсерватории (о подробностях исследования солнца см. Солнце). Все эти исследования оказались возможными прежде всего потому, что при чрезвычайной яркости солнца можно получать спектры
