65 направленіи и съ одинаковой скоростью, именно 19 километровъ въ секунду. Но что особенно удивительно, такъ это то, что въ томъ жѳ направленіи и съ тою же скоростью движутся звѣзды: Сиріусъ, бэта Возничаго и 1830-я каталога Грумбриджа. Можно было опредѣлить и точку на сферѣ небесной, которая опредѣляетъ направленіе движенія этихъ звѣздъ. Она лежитъ въ южномъ созвѣздіи Микроскопа и опредѣляется числами:
А= 309°, І) = — 42°.
Среднее разстояніе этихъ звѣздъ равно 7 свѣтовымъ годамъ.
Другая подобная группа звѣздъ находится въ созвѣздіи Тельца. Въ нее входитъ 41 звѣзда, въ томъ числѣ Гіады. Среднее поперечное смѣщеніе за годъ составляетъ для этихъ звѣздъ 0,11 дуговой секунды, средняя лучевая скорость—46 километровъ въ секунду, среднее разстояніе—130 свѣтовыхъ лѣтъ.
Оказывается, что и звѣзды скопленія Плеядъ имѣютъ общее движеніе.
Большое значеніе въ изслѣдованіи собственныхъ движеній звѣздъ имѣетъ стереоскопическій методъ. Г. Костинскій въ Пулковѣ показалъ, что этотъ методъ въ 10 разъ точнѣе меридіанныхъ наблюденій, которыя требуютъ, къ тому же, гораздо больше времени и труда. Съ помощью стереоскопическаго метода г. Костинскому удалось установить общее движеніе группы звѣздъ въ окрестности извѣстнаго каждому любителю астрономіи скопленія въ созв. Персея.
Температура звѣздъ. Даже въ большія трубы звѣзды представляются намъ въ видѣ точекъ безъ всякаго намека на какой либо діаметръ диска. Разглядѣть на нихъ глазомъ ничего нельзя. Только изслѣдованія яркости и спектра звѣздъ даютъ намъ возможность судить о природѣ ихъ. Фотометрическія и спектральныя наблюденія показали, что звѣзды—такія же самосвѣтящіяся, накаленныя тѣла, какъ наше солнце, что нѣкоторыя изъ нихъ несомнѣнно больше по своимъ размѣрамъ, чѣмъ солнце, что такъ же, какъ оно, звѣзды окружены атмосферой, которая поглощаетъ тѣ или другія лучи, что цвѣтъ ихъ находится въ соотвѣтствіи со спектромъ. Наиболѣе накаленныя бѣлыя звѣзды окружены атмосферой, въ которой происходитъ слабое поглощеніе; въ спектрѣ ихъ наблюдаются лишь водородныя темныя линіи.
Желтыя звѣзды, къ которымъ слѣдуетъ отнести и наше солнце, имѣютъ болѣе плотную атмосферу, въ которой плаваютъ пары металловъ, дающихъ въ спектрѣ очень много линій поглощенія.
Атмосфера красныхъ звѣздъ еще болѣе плотна—въ ихъ спектрѣ, кромѣ большого числа линій, есть также широкія полосы поглощенія.
Но только въ самое послѣднее время явилась возможность характеризовать степень накаливанія звѣздъ опредѣленными числами. Это можно сдѣлать, измѣряя съ возможной точностью длину волны наиболѣе интенсивной части спектра звѣздъ совершенно такъ же, какъ это дѣлается для опредѣленія температуры солнца по второму методу (стр. 44).
Въ 1902 году венгерскій астрономъ баронъ Гаркани, воспользовавшись спектрально фотометрическими измѣреніями проф. Фогеля, далъ, какъ первое приближеніе, предѣлы высшей и низшей температуры слѣдующихъ яркихъ звѣздъ и солнца:
