* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки
35 Зв/Ьзды. ЗвЪздпыа вышчппы. СобсТВ. ДПВ1К0в!« въ годъ. 0,0» 0,1" 0,2" 0,8" 1,0" 2,0" 4,0" 1,0 0,09" 0,08" 0,06» 0,10" 0,15" 0,26" 0,41" 8,0 0,00" 0,02" 0,04" 0,08" 0,1В" 0,21" Q.84" S.0 0,00" 0,02" 0,08" 0,08" 0,10" 0,17" 0,28" 7,0 36 9,0 0,00" 0,01" 0,02" 0,04" 0,07" 0,11" 0,1В" (см. выше), были определены напра вление движешя солнечной системы въ пространстве и скорость этого дви жения; она оказалась около 19 — 20 килом, въ секунду, т. е. около двухъ поперечннковъ земной орбиты въ годъ. После учета того в л 1 я ш я , которое оказываете на лучевыя скорости раз личныхъ 3. это двнжеше солнца, ока залось, что остающаяся затемъ соб ственные движешя 3. обнаруживают* некоторую связь съ ихъ спектрами, именно—средняя скорость 3. спектральнаго типа В (см. выше) оказы вается около б килом, въ сек., ско рости же следую щихъ типовъ (A, F... и т. д.) постепенно все больше и у 3. типа М достигают* 16 килом, въ сек. Это есть примеръ тЬхъ закономер ностей, которыя въ последнее время постепенно выясняются между различ ными явлениями въ области звездиаго M i p a и указывают*, конечно, на кашето, пока еще не вполне обнаруженные, законы его развит$я.—Скорость кажущагося углового перемещешя 3. по небесной сфере зависитъ какъ отъ действительной линейной скорости движешя ихъ поперек* лиши зрешя, такъ и отъ разстояшя ихъ отъ сол нечной системы; естественно поэтому ожидать, что 3. съ заметнымъ собствоннымъ движешемъ, въ среднем*, ближе къ памъ, чемъ 3., медлевно дви жущаяся; вот* почему для определе ния параллаксов* выбираются 3. съ заметнымъ собственным* движешемъ на ряду съ 3. более яркими и, след., тоже можно думать, более близкими. Эти естественный соображешя въ отдвльныхъ случаяхъ иногда не оправ дываются; напр., Арктуръ (« Волопаса), одна изъ самых* ярких* 3. неба и съ значительным* движешемъ, 2" въ годъ, имеет*, однако, едва измеримый парал лакс* въ 0,03", соответствующий разстоянию въ 1.000 билл. килом.; но въ среднем* эти соображения должны быть верны. На основании матер!ала, полученнаго къ последнему времени, Каптейнъ вывелъ следующую таблицу, указывающую зависимость параллакса отъ яркости 3. и собственнаго дви жешя. Параллаксы. 0,00" 0,02" 0,08" 0,05" 0,08" 0,14" 0,28" След., напр., для 3. 5-ой вел. съ собств. движешемъ 1,0" въ годъ параллаксъ въ среднемъ равен* 0,10". Изъ таблицы видно,, что разстояшя 3. въ большей степени характеризуются ихъ собственными движениями, чемъ ихъ кажущейся яркостью. 3. двойных суть так!я 3., которыя для простого глаза или въ трубу, но при слабомъ увеличении, представля ются простыми, а при сильных* увеличешяхъ оказываются состоящими изъ двухъ очен* близких* другъ къ другу 3. Более яркая 3. въ паре наз. главной 3., более слабая—спутником*. Эта близость можетъ быть только ка жущейся (оптичесгая дв. 3.) и прои сходить отъ того, что обе 3., даже весьма удаленный другъ отъ друга,, расположены почти на одной прямой лиши съ землей и видны, след., по чти по одному и тому же направлению; но есть и ташя дв. 3., въ которыхъ обе 3., составляющая пару, действи тельно, близки одна къ другой. Это об наруживается темъ, что относительное положеше ихъ со временемъ меняется, и именно такъ, что одна за несколь ко л е т * или десятковъ либо сотенъ л е т * обходить вокругъ другой по эл липсу. Это двнжеше показывает*, что мы имеемъ здесь две 3., взаимно притягивающаяся и движущаяся около ихъ общаго центра тяжести. Распро страняя на нихъ закон* Ньютона, вы веденный изъ движений нашей сол нечной системы, можно определить расположение въ пространстве, форму и размеры (т.-е. эксцентриситет* эл липса и размеры его большой полу оси въ секундахъ дуги) истинной ор биты, по которой одна 3. движется вокругъ другой, н время обращения, а е с л и к ъ тому же известно и разсто яше этихъ 3. отъ насъ, то и действи тельные размеры орбит* и общую