стр. 292
Проф. С. Блажко.
КРАТКИЙ ОЧЕРК УСПЕХОВ АСТРОНОМИИ ЗА ПОСЛЕДНЕЕ ДЕСЯТИЛЕТИЕ.
Настоящий очерк имеет целью изложение наиболее важных, по мнению составителя, открытий и исследований, произведенных в астрономии за последнее десятилетие. К сожалению, отсутствие в России почти всей иностранной научной литературы за последние три года делает его неполным. В него не могли войти, например, без сомнения произведенные на солнечной обсерватории на горе Вильсон и, вероятно, уже опубликованные исследования солнечных пятен в эпоху последнего их максимума, около 1917 года, и, конечно, многие другие исследования, которые были произведены в Западной Европе, а в особенности в Америке, в которой условия существования и научной работы, и темп жизни претерпели в последние годы, конечно, гораздо меньше потрясений, чем в Европе; некоторые вопросы изложены здесь не по оригинальным исследованиям, а по рефератам их в доступных автору журналах. Этот обзор охватывает поэтому, главным образом, годы с 1910 по 1917, а за последние годы исследования русских астрономов и лишь отчасти иностранных.
Конечно, в общем исследования этих лет теснейшим образом связаны с исследованиями предшествующего времени и, за исключением некоторых открытий, представляют дальнейшее планомерное развитие прежних работ. Как вообще в XX-м столетии, внимание астрономов и в эти годы особенно привлекали вопросы звездной астрономии и исследования ближайшей к нам звезды - Солнца, и равным образом наиболее важные исследования были произведены на астрономических обсерваториях Соединенных Штатов, на которых имеются могущественные инструменты, управляемые энергичными астрономами. Однако, прежде чем перейти к этим исследованиям, уместно будет упомянуть о некоторых открытиях и наблюдениях, относящихся к солнечной системе.
В июле 1917 года С. Никольсон, на Ликовской обсерватории, открыл нового, девятого спутника Юпитера. Никольсон нашел его на фотографической пластинке, экспонированной для 8-го спутника Юпитера, открытого в 1908 г. Мелоттом в Гринвиче. Он имеет яркость звездочки всего лишь 19-ой величины, поэтому едва может быть виден в самые сильные трубы и, конечно, исследование его движения возможно лишь при помощи фотографии. Наблюдения его в последующие месяцы позволили определить его путь относительно Юпитера. Оказалось, что, подобно 8-му спутнику, он движется в направлении, обратном направлению движения прочих семи спутников, т.-е. обратном
стр. 293
преимущественному направлению движения тел солнечной системы; расстояние его от Юпитера составляет около 24 миллионов километров, а время обращения около 2 лет (у 8-го спутника расстояние ок. 26 милл. кил. и время обращения немногим более 2 лет).
Приходится употреблять здесь слово "около" не потому, что эти величины не могут быть более точно определены наблюдениями, а потому, что оба эти спутника находятся так далеко от Юпитера, что притягательная сила Солнца очень сильно возмущает движение относительно Юпитера, так что уже совершенно невозможно говорить о сколько-нибудь постоянной эллиптической орбите их; вот пример: в августе 1914 г. временная (как говорят астрономы мгновенная) орбита 9-го спутника имела эксцентрицитет 0,11 и большую полуось 24,7 милл. километров, а через год эксцентрицитет стал 0,28 и большая полуось 23,2 милл. килом. В этих огромных влияниях Солнца на движение 9-го спутника Юпитера заключается интерес, который представляет он для небесной механики. С другой стороны, в нем мы имеем еще один пример ненормального направления движения; такое движение обыкновенно рассматривается, как возражение против гипотезы Лапласа и против других аналогичных гипотез о происхождении солнечной системы; может быть, вернее рассматривать эти случаи, как указание на то, что в образовании солнечной системы имели участие многие и разнообразные факторы, указанные в различных, в большинстве случаев естественно односторонних гипотезах.
Среди многих, по большей части, конечно, телескопических комет, открытых за последние годы, некоторые заслуживают особенного внимания. Прежде всего в 1910 г. всеобщее внимание привлекла к себе знаменитая Галлеева комета, зафотографированная при этом ее приближении к Солнцу М. Вольфом в Гейдельберге уже в сентябре 1909 г., за 7 месяцев до прохождения ее через перигелий. Она была найдена очень близко от того места, где она должна была быть на основании тщательного исследования ее движения, которое было произведено Коуэлем и Кроммелином. Правда, момент прохождения ее через перигелий произошел на 3 дня позже срока, предуказанного этими вычислителями, однако, нельзя с уверенностью признать эти 3 дня за ошибку вычислений или несовершенство метода исследования; возможно, что здесь мы имеем слабое указание на какие-либо пока неизвестные нам причины, влияющие на движение этой и, может быть, не только этой кометы. Специальный интерес представило прохождение ядра и головы кометы перед диском Солнца 18-го (по гражданскому счету 19-го) мая нов. ст. Несмотря на благоприятные условия наблюдения на многих обсерваториях ни ядра, ни тем более головы кометы не удалось увидать на диске Солнца - подтверждение того, уже ранее установленного взгляда, что наиболее плотные части комет не представляют сколько-нибудь значительного по размерам компактного тела, что это скорее рой сравнительно небольших, может быть, и очень маленьких телец. Большое внимание, в некоторых случаях перешедшее в тревогу и страх за судьбу всего живого на Земле, возбудило также ожидавшиеся прохождение земли через хвост кометы. Однако не только не сбылись неумеренные страхи, но и вообще на Земле, и в частности в земной атмосфере, не наблюдалось каких-либо особенных явлений, которые с уверенностью могли бы быть приписаны влиянию кометного хвоста. Стоит отметить, однако, что в последующие годы было замечено усиление метеорного потока Акварид, имеющего связь с кометой Галлея, как с его родоначальницей.
В первой половине 1910 г. наблюдалась также одна из самых
стр. 294
ярких комет последнего времени, бывшая особенно яркой в январе. Ее сложный хвост был подробно исследован проф. К. Д. Покровским, при чем оказалось, что наиболее существенные черты хвоста вполне хорошо объясняются теорией Ф. А. Бредихина.
В 1914 году наблюдалась при очень благоприятных условиях комета Энке, которую на этот раз удалось не только многократно зафотографировать на многих обсерваториях, но даже в темные безлунные ночи видеть невооруженным глазом, - указание на то, что эта комета очень мало, сравнительно с другими, растрачивает свое вещество в небесном пространстве.
В настоящее время благодаря исследованиям Фабри, Файе и Штремгрена можно почти с полной уверенностью считать если не все кометы, то громадное большинство их, членами нашей солнечной системы. Прежде то обстоятельство, что для большинства из них получались орбиты параболические, а для некоторых из них гиперболические, рассматривалось, как указание на то, что они приходят к нам из отдаленнейших частей небесного пространства, от других солнц. Однако упомянутые исследования, касающиеся специально гиперболических орбит, показали, что гиперболическими они оказались только в ближайшей к Солнцу части их пути, и именно вследствие действия на их движения планет, а что вне солнечной системы пути их были эллиптическими, хотя и с огромными периодами обращения. Исследования касались, конечно, только тех комет, у которых гиперболичность их орбит получилась достаточно уверенной вследствие достаточно большого числа точных наблюдений. Когда из вычислений получается орбита параболическая, то, строго говоря, это лишь показывает, что число наблюдений не достаточно велико, и что наблюденные места кометы располагаются на слишком малой части ее орбиты, чтоб можно было с уверенностью определить величину эксцентрицитета орбиты, - который во всяком случае мало отличается от единицы; только поэтому, за невозможностью получить точное значение его, и приходится принять его за единицу и орбиту за параболу. Такие малоточные орбиты не могут иметь решающего значения при суждении о происхождении комет, и, как указано, мы можем считать их членами нашей солнечной системы.
Что касается исследований Солнца, то к наиболее интересным и важным из них следует отнести, во-первых, обнаружение общего магнитного поля на Солнце, т.-е. экспериментальное доказательство того, что Солнце, подобно Земле, представляет магнит, и, во-вторых, изучение движения газов в солнечной атмосфере вообще и в частности в солнечных пятнах.
В 1908 г. Гэль опубликовал исследования, произведенные на солнечной обсерватории на горе Вильсон, которыми было обнаружено магнитное поле в солнечных пятнах. Метод исследования заключался в том, что в линиях поглощения в спектрах пятен было обнаружено явление Зеемана, т.-е. расщепление линий на двойки и тройки, при чем линии в каждой двойке и тройке определенным образом поляризованы. Когда это исследование открыло новый путь к изучению магнетизма на Солнце, естественно было попытаться обнаружить и общее, а не только местное, магнитное поле Солнца, так как по теоретическим исследованиям всякое заряженное электричеством и вращающееся тело должно быть магнитом. Однако те огромные приборы, при помощи которых было обнаружено сравнительно сильное магнитное поле пятен, оказались недостаточно сильными для обнаружения более слабого общего магнитного поля у Солнца. Но к 1912 году на
стр. 295
той же обсерватории были уже устроены еще более грандиозные инструменты. На верху железной ажурной башни высотою в 50 метров был помещен объектив в 46 метров фокусного расстояния, от которого получалось изображение Солнца 43 сантим. в диаметре; лучи от любой точки Солнца могли затем быть направлены на щель огромного спектрографа; пройдя чрез щель, лучи Солнца шли в колодец глубиною около 25 метров, на дне которого они проходили через объектив, делавший их параллельными, падали на большую диффракционную решетку, затем направлялись вверх через тот же объектив, и рядом со щелью получался спектр части Солнца, приходившейся на щель прибора. Огромное светорассеяние этого спектрографа позволило, хотя и не без затруднений, обнаружить, что Солнце действительно есть магнит, при чем ось магнита приблизительно совпадает с осью вращения Солнца, и магнетизм его такой же, как и у земли, т.-е. северный магнитный полюс лежит в северном полушарии Солнца. Предполагая, что магнетизм Солнца происходит от того, что оно электрически заряжено и вращается, получаем заключение, что заряд его - отрицательный.
Дальнейшие исследования показали, что магнитная ось Солнца составляет 6 градусов с осью его вращения и вращается вокруг последней в 31,44 суток.
При всей деликатности и трудности этих исследований, которые сам Гэль считает лишь предварительными, вряд ли можно сомневаться в них, и обнаружение общего магнитного поля Солнца можно считать доказанным. Этим открывается новый путь к объяснению различных явлений, наблюдаемых на Солнце и прежде всего в солнечной короне.
Другое, заслуживающее особенного внимания, исследование касается движений в солнечных пятнах. В 1909 г. Эвершид открыл, что вокруг ядра пятна в пределах его полутени существуют потоки газов, направленные вдоль поверхности Солнца от ядра пятна к его наружным частям. Это движение газов было обнаружено путем исследования спектров пятен на основании принципа Допплера Физо. Спустя 3 года Ст.-Джон на солнечной обсерватории на горе Вильсон произвел обширный ряд подобных исследований, правда, над пятнами не очень большими, так как максимум солнечных пятен уже миновал. Исследования заключали в себе наблюдения над спектральными линиями 27-и химических элементов. С другой стороны еще раньше были исследованы вертикальные движения в солнечной атмосфере и в частности вблизи от пятен; а наблюдения во время полных солнечных затмений позволили довольно хорошо изучить распределение химических элементов в ней, т.-е. распространение вверх над поверхностью Солнца различных газов.
Из сопоставления результатов всех этих исследований оказалось возможным яснее прежнего представить себе общий характер движения газов в солнечных пятнах. В общих чертах получается следующая картина: из глубин Солнца от причин, которые пока остаются неизвестными, поднимается столб газов, состоящий из смеси различных элементов; достигши некоторой высоты над той поверхностью, которую издавна называют фотосферой, эти газы растекаются вдоль нее во все стороны от ядра; при этом поднятии газов их температура вследствие расширения их понижается, поглощение ими света увеличивается, и отсюда получается темный фон ядра пятен; но в то же время из верхних частей солнечной хромосферы происходят нисходящие токи внутрь пятна немногих газов (водорода, кальция, натрия), которые расположены в хромосфере выше других. Эти исследования существенным образом дополняют
стр. 296
еще раньше обнаруженные Гэлем вихревые движения в солнечной атмосфере вокруг пятен и вместе с ними должны будут послужить к детальному выяснению сложного явления пятен на Солнце, которые, можно сказать, 300 лет с начала их первых наблюдений представляли для астрономов трудно разрешимую загадку. Как будто в последнее время это сложное явление начинает быть понятным, по крайней мере, относительно строения пятна; остаются еще мало понятными причины возникновения пятен и загадочная периодичность количества их, стоящая, без сомнения, в связи со всем комплексом явлений, наблюдаемых и происходящих на Солнце.
Отметим, наконец, из результатов наблюдений полного затмения Солнца 21 августа 1914 г. лишь одну деталь. На фотографиях спектра короны, полученных в это затмение несколькими экспедициями, между прочим и экспедицией Московской университетской обсерватории, была обнаружена новая, ранее не наблюдавшаяся, яркая линия в красной части спектра с длиной волны в 637,4 миллионных долей миллиметра. Это открытие показывает, как внимательно должны относиться астрономы к этим редким явлениям, при которых еще и впредь могут обнаружиться новые факты, совершенно недоступные для наблюдения при обычных условиях.
Упомянем, наконец, об астрономическом исследовании, имеющем не только астрономическое, но более широкое и общее значение, именно об испытании во время полного солнечного затмения 29 мая 1919 г. следствий, вытекающих между прочим из развитых в последнее время А. Эйнштейном и возбудивших много споров и толков соображений о так наз. принципе относительности. Одно из следствий его заключается в том, что свет, так сказать, тяжел и что, следовательно, путь света от звезд, проходя близко от поверхности Солнца, искривляется так же, как путь движущейся мимо Солнца материальной частицы, но только гораздо менее, всего лишь на 1,75 секунды дуги. Две английские экспедиции фотографировали во время полного затмения Солнца 29 мая 1919 г. звезды в непосредственной близости от закрытого Луною Солнца; сравнение взаимного расположения этих звезд на этих пластинках с расположением их на фотографиях, полученных в другое время, когда Солнца в этом месте неба не было, обнаружило смещение их, согласное и по направлению и по величине с тем, которое вытекает из теории Эйнштейна. Но с другой стороны требуемое этой теорией смещение линий солнечного спектра к красному концу спектра, правда, на очень малую величину 1/200 миллимикрона, не было подтверждено тщательными измерениями Ст.-Джона и Эвершида.
Переходя теперь к наиболее интересным и важным открытиям и исследованиям в области звездной астрономии, мы отметим прежде всего открытие второй "соседки" нашего Солнца в небесном пространстве, открытые звезды со значительным собственным движением, открытие нового оригинального способа измерений звездных параллаксов, и рассмотрим затем несколько наиболее важных вопросов, подвергнутых исследованию в последние годы.
До последних лет самой близкой к нам звездой, нашей "соседкою" в небесном пространстве, считалась Альфа Центавра; ее расстояние от нас составляет 272.000 средних расстояний Земли от Солнца соответственно ее параллаксу в 0'',759; она имеет значительное собственное движение 3'',76 в год и интересна также, как физически-двойная звезда: главная звезда имеет видимую яркость 0,3 звездной величины, а ее спутник 1,7 звездной величины.
стр. 297
В 1915 г. Инс (Jnnes) на обсерватории в Иоганнесбурге (Южная Африка) нашел вблизи от Альфы Центавра на расстоянии от нее в 2°12' слабую, 11-ой величины, звездочку со значительным собственным движением; ближайшее исследование показало, что это движение и по величине и по направлению очень близко согласуется с собственным движением Альфы Центавра, а затем было обнаружено, что она имеет и большой параллакс в 0'',755, т.-е. практически одинаковый с параллаксом Альфы Центавра; такие совпадения трудно приписать простой случайности и можно думать, что обе эти звезды суть члены одной и той же звездной семьи. Теперь известно уже несколько таких звездных семейств, в каждом из которых все принадлежащие к нему звезды имеют одно и то же по величине и по направлению движение в небесном пространстве. Правда, для нашей новой "соседки" вследствие ее слабости еще не определена ее скорость по лучу зрения, и об одинаковости ее движения с движением <альфа> Центавра мы принуждены пока судить лишь по одинаковости их видимых движений на небе и одинаковости их параллаксов, но и эти совпадения вряд ли можно считать случайными. По приведенным числам не трудно вычислить, что расстояние между обеими звездами составляет 10.500 астр. единиц, т.-е. 350 расстояний Нептуна от Солнца. Эта звездочка имеет для глаза яркость 11 зв. вел., но фотографически она слабее, около 13 1/2 зв. вел.; значит, она красная. Наконец, зная ее кажущуюся яркость и расстояние от нас, можно определить ее действительную яркость, ее "абсолютную" величину. Для сравнения между собою действительных яркостей звезд нужно вычислить для них те кажущиеся яркости, которые они имели бы, если бы все находились на одном и том же расстоянии от нас. В качестве такого расстояния все чаще принимается такое, для которого годичный параллакс равен 0'',1. Для расстояния, при котором параллакс равен одной секунде, теперь по предложению Тернера принято название парсек по первым буквам слов: параллакс и секунда; один парсек содержит 206.265 астр. единиц длины, а расстояние, которому соответствует параллакс в 0'',1 есть 10 парсеков или круглым числом 2.060.000 астр. единиц. Если вообразить себе какую-либо звезду на таком расстоянии и вычислить для него ее кажущуюся яркость в звездных величинах, то получается то, что принято называть "абсолютной" величиной звезды. Если на 10 парсеков отнести наше Солнце, то оно будет светить, как звезда 5,0 зв. вел., т.-е. его абсолютная яркость есть 5,0 зв. вел.; абсолютные яркости компонентов <альфа> Центавра суть 4,7 и 6,1 зв. вел., а абсолютная яркость новой соседки для глаза 15,4, а фотографически 17,9 зв. вел.; след., на деле она представляет собою солнце на 10,4 зв. вел., т.-е. в 14.500 слабее нашего Солнца; из всех солнц, для которых можно в настоящее время определить их абсолютные яркости, т.-е. для которых известны не только их кажущиеся яркости, но и расстояние от нас, она оказывается самым слабым.
Очень слабой по абсолютной яркости оказывается и открытая Барнардом в 1916 г. на Иерксовской обсерватории в созв. Змееносца звезда с самым большим видимым собственным движением, какое известно в настоящее время, именно, 10'',3 в год. По определению Костинского в Пулкове ее параллакс равен 0'',62, и она есть самая близкая к нам звезда северного полушария неба. По его же определению ее визуальная яркость есть 9,4 зв. вел., а фотографическая 10,6 зв. вел.; по этим числам можно вычислить, что абсолютная яркость есть 13,4 для глаза и 14,6 зв. вел. фотографически. По определению Кэмпбеля и Мура она приближается к нам со скоростью 128 килом. в
стр. 298
секунду; это довольно большая лучевая скорость; ее полная скорость в небесном пространстве составляет 150 килом. в секунду и направлена почти параллельно средней плоскости Млечного Пути.
Параллаксы обеих упомянутых звезд получены обычным в настоящее время "геометрическим" способом; он заключается в том, чтобы у звезды, которую по тем или иным соображениям, обыкновенно по значительному видимому собственному движению, можно предполагать близкою к нам, подметить годичное перемещение ее на небе среди окружающих ее, но на деле гораздо более отдаленных от нас, звезд. Такое кажущееся годичное перемещение, происходящее от движения Земли вокруг Солнца, если оно обнаружено измерениями, дает возможность определить, во сколько раз звезда дальше от нас, чем Земля от Солнца. Таким путем определены к нашему времени с большей или меньшей точностью расстояния нескольких сотен звезд, и на основании этого в связи с их кажущеюся яркостью вычислены и их абсолютные величины; оказывается, что есть в небе как солнца в десятки, сотни и тысячи раз слабее нашего Солнца, так и такие, которые во столько же раз ярче его. С другой стороны, как давно уже известно, звезды разнятся друг от друга по цвету и по спектрам. В общепринятой в настоящее время, выработанной на Гарвардской обсерватории, классификации звезд по спектрам главнейшие типы спектров суть:
Название. Краткая характеристика спектра.
O Спектры со светлыми линиями.
B Спектры с темными линиями гелия.
A Спектры с широкими линиями водорода.
F Водородные линии уже, чем в А; много линий металлов, но не
так много, как в G.
G Спектры, как у Солнца; водородные линии еще уже, а линий
металлов еще больше, чем у F.
K Многочисленные линии еще сильнее, чем у G; значительное
ослабление фиолетовой части спектра.
M :Колончатые спектры с односторонне резкими темными
N :полосами от поглощения света газообразными химическими
:соединениями.
Если ограничиться при классификации звезд по спектрам лишь главными чертами каждого типа, то оказывается, что в общем одинаковые спектры бывают у звезд весьма различных абсолютных величин; представляется, однако, весьма вероятным, что две звезды со спектрами одного и того же типа, но с различной абсолютной яркостью, разнятся также и по размерам, по массе, по высоте атмосфер, а потому естественно ожидать, что в их спектрах должны быть различия в напряженности и виде хоть некоторых темных линий, особенно чувствительных к физическим условиям, при которых находятся в атмосферах звезд те газы, от которых эти линии происходят. Если такие различия существуют и если бы удалось установить соотношения между их напряженностью и абсолютной величиной звезд, то по виду этих линий можно было бы определять абсолютные величины звезд, а следовательно, и их расстояния от нас. Герцшпрунг и Кольшюттер действительно подметили такие чувствительные линии, и затем это исследование в обширных размерах было произведено В. Адамсом на солнечной обсерватории на горе Вильсон. В спектрах с многочисленными линиями типов от F до M ему удалось сыскать несколько линий, напряженность которых значительно зависит от абсолютной яркости, а неподалеку от этих линий и такие линии, которые почти совсем не зависят от нее и потому могут служить эталонами для сравнения чувствительных линий.
стр. 299
На основании исследования этих линий в спектрах нескольких десятков звезд, для которых абсолютные величины были определены вышеуказанным способом, Адамс вывел довольно простые формулы, связывающие напряженность этих линий с абсолютною величиною звезды; и когда затем он применил этот метод к определению абсолютных величин прочих звезд с ранее известными параллаксами и вывел из полученных им абсолютных величин параллаксы, то получилось удивительное согласие между параллаксами, определенными обоими столь различными по существу способами. И теперь можно с довольно большой уверенностью определять расстояния от нас звезд по их спектрам (типов от F до M); кроме того эти исследования имеют и большое значение в астрофизическом смысле, так как они дают надежду, что в дальнейшем удастся и еще более проникнуть в тайны связи между видом спектральных линий и физическими свойствами звезды.
Различие в спектрах всеми астрономами рассматривается, как указание на различное физическое состояние звезд, и естественно должны были возникнуть попытки на основании спектров представить постепенное развитие каждой звезды от ее возникновения до угасания. Были составлены различные гипотезы, но ни одна из них не получила всеобщего признания. После создания гарвардской классификации спектров постепенно вошло в общее, однако в значительной степени условное, обыкновение рассматривать вышеприведенный ряд спектров от В до М, как указание на хронологический порядок изменения спектра каждой звезды по мере того, как она, охлаждалась, из белой становилась желтой и затем красной. Но в последние годы новые соображения были развиты Г. Ресселем. Он привел разнообразные и достаточно убедительные доводы в пользу того, что красные звезды по своей абсолютной яркости разделяются на две совершенно обособленные группы: группа очень ярких и группа очень слабых звезд без промежуточных степеней яркости - т. наз. звезды-гиганты и звезды-карлики. Среди желтых звезд намечаются такие же две группы, только менее обособленные одна от другой; при том абсолютная яркость желтых гигантов приблизительно такая же, как красных; желтые же "карлики" абсолютно ярче красных; в белых звездах таких групп не обнаружено; по своей средней абсолютной яркости они стоят между желтыми гигантами и карликами. В связи с этими результатами Рессель создал такую гипотезу развития звезд. При своем образовании они представляют громадные газовые самосветящиеся, но слабо нагретые и поэтому красные шары очень малой средней плотности; их общая яркость значительна, потому что они велики, хотя яркость поверхности их и мала, так как температура не высока, ок. 3000°. Звезда теряет тепло в небесное пространство, но вследствие взаимного притяжения ее частиц сжимается, и от этого ее температура повышается, пока плотность газа не достигает некоторого предела, особенно в центре, где плотность, конечно, наибольшая; от повышения температуры цвет становится желтым, поверхностная яркость возрастает, но так как объем уменьшен, то общая яркость звезды лишь мало уменьшается сравнительно с тем, какою она была, когда звезда была красною; этот период, когда звезда бывает красным и потом желтым "гигантом". При дальнейшем физическом развитии в том же направлении звезда достигает наибольшей температуры в 10 - 15 тысяч градусов, становится белой с еще большей поверхностной яркостью, но еще меньших размеров; но тут начинается иной характер изменения физического состояния звезды; дальнейшее сжатие влечет с собою не повышение температуры, потому что плотность уже достигла того предела, при котором это может и должно
стр. 300
происходить, а изменение физического состояния вещества звезды, звезда перестает быть в прежней мере газообразной, и дальнейшая потеря тепла в пространство сопровождается понижением температуры; а так как уменьшение объема продолжается, то звезда проходит "карликовый" цикл ее развития: ее абсолютная яркость слабеет и от того, что объем и поверхность уменьшается, и от того, что температура ее падает; и постепенно звезда гаснет. Гипотеза Ресселя напоминает гипотезу Локиера, развитую еще в конце XIX-го века, но не нашедшую большого признания со стороны астрономов, так как доказательства Локиера не представлялись достаточно убедительными; они основывались только на виде некоторых линий в спектрах звезд. Самым неясным в развитии звезд представляется и до сих пор самое возникновение их. Обычно принимается, что звезды возникают из туманностей, но как именно это происходит, остается очень неясным; в этой области необходимы еще дальнейшие исследования и прежде всего относительно самих туманностей, как таковых. В последние годы и в этом отношении получено несколько интересных фактов, прежде всего относительно движений. Исследованиями Костинского и фон-Маанена были впервые обнаружены движения отдельных частей в спиральных туманностях путем сравнения между собою фотографий, полученных через несколько лет одна после другой; затем на Ликовской обсерватории было у нескольких планетарных туманностей обнаружено вращательное движение путем применения принципа Допплера-Физо; этим же путем Слайфер на обсерватории покойного Лоуэля определил скорость движения по лучу зрения нескольких спиральных туманностей; они оказались громадными по сравнению со скоростями звезд; между тем как у звезд, а также и у рассеянных, бесформенных туманностей, скорости обычно составляют немного, в среднем около двух десятков километров в секунду, у спиральных туманностей они оказались в среднем около 340 килом. в секунду (у трех из 15-и туманностей скорости оказались малыми, у трех около 1.000 килом. в сек.); равным образом по исследованиям Вильсона для четырех спиральных туманностей в Большом Магеллановом облаке получились согласные между собой скорости около 275 килом. в сек. По этим пока еще немногочисленным данным было определено, конечно, лишь грубо приблизительно, что наша звездная система, т.-е. звезды, непосредственно окружающие наше Солнце, имеет скорость около 600 килом. в сек. Эти данные подкрепляют то мнение, впервые высказанное Истоном, что Млечный Путь, одну из бесчисленных звезд которого представляет наше Солнце, есть тоже спиральная туманность. Наконец, еще одно обстоятельство приводит к подобному же взгляду. Как известно, новые звезды расположены в Млечном Пути или близ него, в том числе и две последние, одна появившаяся в 1919 году в созв. Орла, другая 1920 года в созв. Лебедя. К настоящему времени известно еще около 12-и новых звезд, появившихся вне Млечного Пути, открытых по большей части лишь по фотографиям, обычно спустя несколько лет после их появления. Оказывается, что все они появились в спиральных туманностях. Отмеченные исследования туманностей представляют лишь первые шаги в детальном изучении этих небесных тел, но начало сделано, и можно надеяться, что впоследствии удастся подметить хоть некоторые намеки на связь туманностей и звезд и таким путем получить сколько-нибудь прочную основу для хоть приблизительного суждения о возникновении звезд, рассеянных во вселенной.