* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

37 ЗвЪзды. 38 массу (или вЪсъ) обеих* 3. Такъ, напр., XVIII, 632), можно по изследовашю понайдено, что общая масса (ИЛИ общдй ложен1я въ спектре 3. темныхъ линий в'всъ) Cupiyca и его спутника въ 3V2 сравнительно съ положешемъ ихъ въ раза более массы (веса)нашего солнца. спектре земного источника света опре­ Число известных* ныне дв. 3. очень делить скорость движешя 3. къ земле велико (свыше 17 тысячъ), но боль­ или отъ земли; и если наблюдешя по­ шинство изъ нихъ еще слишком* мало казывают*, что эта скорость не по­ переместилось взаимно съ того вре­ стоянна, а першдически меняется мени, какъ ихъ начали наблюдать (пер­ (вл1яше движешя земли вокруг* солнца вый наблюдешя дв. 3. вообще—В. Гер- принимается при этомъ въ расчеть), шеля—относятся ко 2-ой половине то это служить указашемъ, что 3. XVIII в.), чтобы ихъ можноЛыло при­ обращается вокругъ некоторой точки, знать не оптическими; а изъ числа а такъ какъ по принципам* механики техъ, действительная близость кото­ это можетъ происходить лишь отъ рыхъ удостоверена, лишь немногая притяжешя 3. какимъ-либо блиаъ на­ (около пяти десятковъ) достаточно пе­ ходящимся твломъ, то и заключают* реместились за все время наблюдешя изъ такихъ измерений, что наследу­ ихъ, чтобы можно было определить емая 3. двойная. Почти у всехъ спек­ ихъ орбиты. Кроме дв. 3., у которыхъ тральных* двойных* 3. одна 3. въ съ большей или меньшей легкостью, паре бывает* значительно ярче дру­ въ зависимости отъ величины трубы гой, такъ что только ея спектръ и и увеличешя, можно видеть обе 3., можно изследовать; лишь у немно­ составляющая пару (визуальныя двой- гих* бывает* сложный спектръ, про­ ныя 3.), существуют* и такхя, двой­ исходящий отъ наложешя другъ на ственность которыхъ обнаруживается друга двухъ спектровъ, если обе 3. не непосредственно, а косвенно, именно: пары мало разнятся по яркости. Спек­ 1) или першдическимъ изменением* тральный двойныя 3. такъ близки общей ихъ яркости (см. далее—пере­ другъ къ другу, что о не при разсыаменный 3. типа Алголя); у такихъ 3. триваши въ трубы при самыхъ силь­ либо одна не видна по своей крайней ных* увеличешяхъ представляются слабости либо обе такъ близки одна простыми, не двойными. По измере­ къ другой, что въ самыя сильный ние спектра для нихъ также можно трубы не разделяются; 2) или темъ, определить время обращения, эксцен­ что 3. першдически изменяет* не­ триситет* эллипса, который более много свое место на небе (прямое яркая 3. описывает* около общаго восх. и склонение); дело в * томъ, что центра тяжести и (съ некоторой не­ въ дв. 3. ни одна 3. не стоить не­ определенностью) размер* эллипса подвижно, но обе вращаются въ одно въ километрах*. Число известных* и то же время около ихъ общаго цен­ ныне спектральных* дв. 3. свыше тра тяжести; посему место каждой 3. 300 (число всехъ более ярких* 3., на небе першдически меняется; такйя для которыхъ наследовано движение изменения были обнаружены еще Бес- по лучу зрешя, свыше тысячи), и изъ селемъ у Cnpiyca (а Большого Пса), нихъ для 70 слишком* определены и изследовашя Ауверса дали возмож­ орбиты. Для визуальных* дв. 3. время ность определить орбиту его и пе- обращения составляет* несколько летъ ршдъ (ок. 50 л.); впоследствии Кларкъ, (самое короткое изъ ныне известных* действительно, нашелъ у него спут­ 5,7 года), для большинства спектральника, котораго раньше не могли ви­ ныхъ—несколько дней (самыя корот­ деть (въ более слабыя трубы), т. к. кая—несколько часовъ). Сопоставление онъ очень слабъ въ сравнении съ бле­ продолжительности обращения и эксцен­ стящей главной 3.; то же самое повто­ триситета орбиты обнаруживает* опре­ рилось и съ Протоном* (а Малого Пса); деленную зависимость между этими 3) или, наконец*, посредствомъ спек- величинами, какъ видно изъ следу­ трографическ. наблюдений (спектраль­ ющей таблицы: ный двойныя 3.); дело въ томъ, что, по т. наз. принципу Допплера-Физо (см.