Как известно, расстояние звезд является одним из тех основных данных, которые играют громадную роль в развитии наших знаний о строении Вселенной. К сожалению, до самого последнего времени нельзя было определять расстояния звезд иначе, как только при помощи обычного триангуляционного метода, заключающегося в непосредственном выводе звездных параллаксов из наблюдений смещений, обнаруживаемых звездами вследствие годового движения Земли вокруг Солнца, или при помощи других геометрических способов. Поэтому можно было определять с достаточной точностью только расстояния сравнительно близких к нам звезд; что же касается до звезд, значительно удаленных от нас, то, чтобы составить себе представление об их расстоянии, приходилось прибегать к более или менее правдоподобным гипотезам и, следовательно, строить заключения на довольно шатких основаниях. В силу этих причин предложенный недавно американским астрономом Адамсом (Adams) спектроскопический метод определения звездных расстояний, по точности не уступающий триангуляционному, но имеющий перед этим последним неограниченное преимущество благодаря тому обстоятельству, что его можно с одинаковым успехом прилагать, как к самым близким, так и к самым далеким по отношению к нам звездам, представляет большой шаг вперед в деле изучения строения звездной системы. Новизна этого метода, его точность и та необыкновенная быстрота, с которой он позволяет зондировать бездонные глубины Вселенной, заставляют нас подробнее остановиться на нем и попытаться выяснить, хотя бы в общих чертах, его сущность.
Метод этот, несмотря на то, что был впервые применен Адамсом к определению звездных расстояний всего только три года тому назад, имеет тем не менее далеко не новую идею, заключающуюся в следующем. Если будет известна, так называемая, абсолютная яркость какой-нибудь звезды, т. е. яркость, которую бы звезда имела, если бы ее параллакс был равен 0",1, то будет легко, измеряя се видимую яркость, найти и то расстояние, на которое она отстоит от нас. Все дело сводится таким образом к определению абсолютной яркости звезды. Но надо считать весьма вероятным, что эта абсолютная яркость находится в некоторой зависимости от той температуры, которую имеет звезда, и, так как есть основания предполагать, что спектр звезды в свою очередь характеризуется ее температурой, то можно ожидать, что он доставит средство определять абсолютную яркость звезды, а, следовательио, и ее расстояние. Многие астрономы занимались этим вопросом и искали соотношение между абсолютной яркостью звезд и особенностями в строении их спектров, но только Адамс, мог окончательно установить это соотношение и тем самым положить начало своему спектроскопическому методу определения звездных расстояний, при чем деятельным сотрудником его в первоначальной разработке этого метода явился немецкий астроном Кольшюттер (Kohlschütter).
Спектроскопические исследования названных ученых привели их к заключению, что интенсивность некоторых линий в спектре звезд находится в тесной зависимости от абсолютной яркости этих последних, между тем как интенсивность других линий от этой зависимости совершенно свободна и поэтому может служить нам вспомогательным средством при определении относительной интенсивности первых линий. На этом основании были выбраны следующие три пары очень близких друг к другу спектральных линий:
| 4216 | Sr. 1) | 4250 | Fe. |
| 4435 | Ca. | 4462 | Fe. Mn. |
| 4455 | Ca. | 4495 | Fe. |
Эти линии обладают тем свойством, что первые нз них подвержены влиянию абсолютной яркости звезд, а вторые — нет. Относительная интенсивность линий, находящихся в связи с абсолютной яркостью, может быть таким образом легко измерена путем сравнения между собой интенсивностей линий каждой из трех пар, и найденные для нее значения позволят тогда при помощи кривых, полученных в результате исследований над спектрами звезд с известной абсолютной яркостью и выражающих эту яркость в зависимости от указанной относительной интенсивности спектральных линий, определить в каждом отдельном случае абсолютную яркость звезды, а, следовательно, и ее расстояние, на основании известной формулы, связывающей параллакс звезды с ее абсолютной и видимой яркостями.
Такова в общих чертах сущность метода Адамса. Как можно видеть, этот метод является весьма простым, как по своей руководящей идее, так и по своему практическому осуществлению, и единственное условие успешности его применения состоит в том, чтобы иметь возможность получать хорошие спектрограммы исследуемых звезд, для чего необходимы достаточно сильные инструменты. Таким образом, рассматриваемый метод находится в тесной связи с вопросом о техническом усовершенствовании оптических инструментов, и можно думать поэтому, что с каждым новым успехом в этой области он будет находить все более и более благоприятную почву для своего развития.
Переходя теперь к рассмотрению тех результатов, которые были получены при помощи спектроскопического метода, нужно заметить, что, хотя начала этому методу были положены трудами Адамса и Кольшюттера, однако практическое применение его к определению звездных параллаксов было выполнено одним только Адамсом, так как Кольшюттер принужден был вскоре отказаться от участия в совместной работе, вследствие обстоятельств, связанных с возникновением войны в Европе. Первые исследования Адамса, предпринятые им с помощью нового метода, относились к звездам, спектральные типы которых заключались между F5 и М 2), и только в позднейшей его работе, выполненной в сотрудничестве с Джоем (Joy), благодаря несколько иному выбору спектральных линий, служащих для определения абсолютной величины, оказалось возможным получить удовлетворительные результаты и для звезд, спектры которых принадлежат к типам, заключающимся между A8 и F5. Кроме того вначале выбор Адамса падал почти исключительно на такие звезды, расстояния которых были измерены раньше на основании обычного триангуляционного метода. Делалось это отчасти для того, чтобы можно было составить представление о точности метода, но главным образом по той причине, что спектроскопические определения звездных параллаксов зависят всецело от кривых, связывающих относительную интенсивность спектральных линий с абсолютной величиной, а так как эта последняя величина выводится из измеренных параллаксов, то естественно нужно иметь возможно большее число звезд с известным расстоянием для того, чтобы получить кривые, вполне удовлетворяющие преследуемой цели.
Когда сравнение параллаксов, полученных первоначально Адамсом и определенных при помощи обычного способа, доставило весьма очевидные доказательства успешности нового метода и позволило достаточно точно установить положенные в его основу кривые, то оказалось возможным применить его и к звездам с совершенно неизвестными параллаксами и, например, в позднейшей работе Адамса и Джоя из 500 исследованных звезд для 358 звезд параллаксы были определены впервые. Что же касается остальных 142 звезд, то результаты, данные обоими методами, согласовались между собой достаточно хорощо: параллаксы, найденные спектроскопически, оказались в среднем всего лишь на +0",004 больше параллаксов, измеренных обычным путем; если же ограничиться 59 звездами, для которых триангуляционные определения параллаксов были произведены не одним, а несколькими наблюдателями, то различие будет еще меньше и не превзойдет +0",001.
В отношении звезд с неизвестными параллаксами особенно интересные результаты были получены для некоторых двойных звезд. Так как оба компонента подобных звезд находятся приблизительно на одном и том же расстоянии от нас, то естественно было ожидать, что и их параллаксы, определенные на основании спектроскопического метода, будут иметь весьма близкие значения. Это ожидание действительно оправдалось и, например, у трех двойных звезд: η Кассиопеи, Pi. 14h212 и О.А.9342 3) компоненты оказались обладающими следующими параллаксами:
| η Кассиопеи....... | 0",13, 0",17; |
| Pi. 14h212....... | 0,18, 0,20 и |
| О.А.9342....... | 0,12, 0,10. |
Таким образом, определение расстояний компонентов двойных звезд доставило новое свидетельство в пользу точности метода Адамса и при том свидетельство вполне очевидное, потому что оно основывается на совершенно равноценных величинах параллаксов, между тем как при сравнении результатов, полученных при помощи обычного и спектроскопического методов, мы не знаем, какую степень различия нужно приписать ошибкам в измерениях параллаксов.
Выполненное Адамсом и Джоем спектроскопическое исследование 500 звезд привело кроме того к очень интересным результатам, касающимся абсолютной яркости звезд. Прежде всего из полученного материала обнаружилось, что голубые звезды приблизительно в сто раз ярче нашего Солнца: их средняя абсолютная величина близка к нулю и отступления от этой средней величины для отдельных звезд не очень велики. Подобные же результаты были получены и для звезд типа А, хоти в этом случае абсолютные величины отдельных звезд отличаются друг от друга уже в более значительной степени. Но самыми любопытными оказались желтые и красные зрезды типов F, G, К и М, так как среди них было с несомненностью обнаружено существование звезд-гигантов и звезд-карликов. В самом деле, когда вышеназванные ученые сравнили числа звезд каждого спектрального типа, начиная с типа F и кончая типом М, то они легко заметили, что абсолютные величины в каждом типе имеют два наиболее часто повторяющиеся значения; звезды как бы группируются около двух значений абсолютной величины, при чем различие между этими значениями прогрессивно увеличивается от типа F до типа М: в то время, как для звезд первого типа это различие составляет приблизительно 3 величины, для звезд второго оно достигает уже 10 величин, что соответствует отношению 1:10.000 для абсолютной яркости звезд обоих групп. При переходе от типа F к типу М обе группы разделяются все более и более широким интервалом, в котором или вовсе нельзя встретить принадлежащих к данному типу звезд, или, если и можно встретить, то очень мало: для звезд типа М интервал, в котором эти звезды совершенно отсутствуют, измеряется уже 6-ю величинами. Таким образом, начиная с типа F, в каждом из последующих спектральных типов звезды резко разделяются на две группы, нз которых в одной сосредоточиваются звезды с большой абсолютной яркостью, так называемые, гиганты, а в другой — звезды, характеризующиеся незначительной абсолютной яркостью, или карлики. В следующей табличке приведены те средние абсолютные величины, около которых происходит группирование звезд-гигантов и звезд-карликов в каждом спектральном типе:
| Звезды: | Ma—Md | K9—K4 | K3—K0 | G9—G0 | F9—F0 |
| Звезды-гиганты | +1.6 | +1.4 | +1.3 | +0.6 | (+1.1) |
| Звезды-карлики | +10.8 | +7.8 | +6.3 | +5.3 | +4.1 |
Как можно видеть из этой таблички, звезды-гиганты сохраняют приблизительное постоянство своей абсолютной величины, в среднем очень близкой к +1, тогда как звезды-карлики таким постоянством не обладают и по мере того, как их спектр переходит от типа F к типу М, средняя абсолютная величина самих звезд постепенно уменьшается и для спектрального типа М различие между значениями абсолютных величин звезд-гигантов и звезд-карликов достигает уже, как было упомянуто, 10 величин.
И так, в существовании гигантов и карликов среди желтых и красных звезд в настоящее время не может быть никаких сомнений. В этом заключается очень большая заслуга спектроскопического метода Адамса. В самом деле, когда подобный же результат был выведен Рёсселем (Russell) из наблюдений параллаксов, то были основания для предположения, что он мог бы быть обязан простому выбору звезд, при котором определение параллаксов ограничивалось бы или звездами с большим собственным движением или же звездами с большой видимой яркостью. Между тем спектроскопический метод, не зависящий ни от собственного движения звезд, ни от их яркости, доставляет свидетельство, основанное на многочисленных звездах промежуточного характера, и таким образом непосредственно убеждает нас в реальности существования звезд-гигантов и звезд-карликов среди звезд красного цвета.
Таковы первые данные, доставленные нам спектроскопическим методом. Не смотря на ту сравнительную легкость, с которой эти данные были получены, они являются тем не менее очень важными, так как в значительной степени помогают нам в раскрытии и усвоении тайн строения звездной системы. Со времени первых измерений параллаксов, произведенных около 70 лет тому назад Бесселем и Гендерсоном, тесная граница, замыкающая наше Солнце и небольшое число близких к нему звезд, внезапно раздвинулась, и астрономы очутились лицом к лицу с возможностью определять расстояния самых далеких звезд, если только они будут настолько ярки, что позволят получить достаточно хорошие спектрограммы. Главный фактор, обусловливающий успешность применения нового метода, заключается, следовательно, в устройстве оптического инструмента, обладающего наивозможно большей светосилой. Поэтому для всех друзей небесной науки должно явиться истинным удовлетворением то обстоятельство, что гигантский 100-дюймовый рефлектор, изготовляющийся в течение последних лет на Солнечной Обсерватории на горе Вильсон в Калифорнии в Сев. Америке (как раз той Обсерватории, на которой работает Адамс), уже почти совершенно закончен и, по всей вероятности, скоро будет применен к исследованию неба, и тогда, когда это осуществится, Адамс будет иметь идеальный инструмент для фотографирования звездных спектров, и в настоящее время трудно даже предвидеть те результаты, которые получатся, когда он воспользуется этим инструментом для применения своего спектроскопического метода к определению звездных расстояний 4).
1) Sr — обозначение элемента стронция, Са — кальция, Fe — железа, Mn — марганца. Ред.
(стр. 4.)
2) Как известно, звезды разделяются в настоящее время, по характеру их спектра, на следующие главные типы: В, A, F, G, К, М: параллельно с ними идет и цветовой порядок звезд, начиная от голубых и кончая красными с постепенным переходом через белые и желтые. Между главными типами различают еще промежуточные, обозначаемые десятыми долями промежутков. Так напр., тип F5, соответствует спектру, характер которого является средним между F и G. Тип М имеет еще подразделения, обозначаемые малыми буквами, напр. Ма. К буквам, соответствующим главным типам, иногда прибавляют нуль, так что, напр., F и F0 — одно и то же. Ред..
(стр. 5.)
3) Обозначения звезд в отдельных каталогах. Ред..
(стр. 6.)
4) "Astrophysical Journal", 40. р. 385. 1914: ibid. 46, p. 313, 1917;
"Proceedings of National Academy of Sciences", Washington. March. 1916.
(стр. 10.)