* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки
89 Спектральный анализ. линий поглощения не вполне соответ энергии по различным частям ствует относительной яркости ярких спектра, длинам волн. Применение линий тех же газов. Резкий пример: найденных при этом законов к гелий впервые открыт на солнце по спектрам небесных светил позво светлой линии его в спектре хромо лило, конечно, в случае самосветя сферы, но темной линия гелия в обыч щихся, т.-е. солнца и звезд, опре ном спектре солнца нет. Поэтому из делить, хотя бы приблизительно, темпе отсутствия темных линий какого-либо ратуры их излучающих поверх газа в спектре небесного тела нельзя ностей. еще заключать об отсутствии или ма Наконец, в недавнее время спек лом количестве этого газа в его тральный анализ нашел себе особое атмосфере; физические условия могут применение в астрономии, именно. к быть таковы, что он не может про определению расстояний звезд от явить себя заметным поглощением солнца. Чисто геометрическим мето света. Как во многих других слу дом (см. звезды, X X I , 27) постепенно чаях, достоверны лишь положитель были определены расстояния несколь ные, а не отрицательные свидетель ких сотен звезд от солнца; кроме ства. Путем применения этих основ того, были определены и их видимые, ных законов спектрального анализа кажущиеся яркости в так-называе был обнаружен состав различных мых звездных величинах (см. небесных тел или их частей (см. звезды, X X I , 23); эти видимые вели солнце, звезды, кометы, туманности). чины зависят, конечно, от действи Влияние различных других факто тельной яркости звезд, но такл:е и ров на место в спектре и вид от их расстояния от солнца: на спектральных линий, обнаруженное деле яркая звезда может казаться при исследованиях в земных лабо слабой, если она очень далека от раториях, также находит себе при нас; наоборот, слабая может ка менение в астрономии; например, заться яркой, если она ближе к нам изменение длины волны линий в зави Но если извзстны и видимая яркость симости от давления газа дает воз и расстояние, то тогда можно сравнить можность приблизительно судить о между собою действительные яркости давлении атмосфер на небесных све звезд, какими они были бы, если бы тилах в предположении, что здесь все находились на одинаковом рас> не дают знать себя какие-либо дру стоянии от солнца. За такое рассто гие причины. Влияние магнитного поля яние было условно принято расстояние на спектр газа, проходящего в нем в 2.062.648 раз больше расстояния (см. Земаново явление), также нашло земли от солнца; ему соответствует себе применение в астрономии; путем годичный параллакс ровно в 0,1 исследования поляризации темных секунды дуги; звездная величина ка линий в спектре солнечных пятен ждой звезды, воображаемой перенесен было обнаружено магнитное лоле в ною на такое расстояние, называется них, а затем и вообще магнитное „абсолютной" величиной этой звезды. поле солнца. Определение движения по И вот при сравнении спектров звезд лучу зрения на основании явления одного и того же спектрального типа Допплера (см.) находит себе обшир (см. звезды, X X I , 31, 32), но различных ное применение, в особенности в „абсолютных" величин, было найдено, различных вопросах, касающихся звезд что некоторые немногие линии спектра и солнца (см. звезды, X X I , 34, 35, 38; по своей напряженности, ширине опре солнце). деленным образом связаны с абсо В конце X I X века теореотическими лютной величиной; так что по их и экспериментальными исследованиями относительной напряженности можно были установлены законы излучения определить „абсолютную" величину. (см.) т. наз. абсолютно черного тела; Когда эта связь выражена математи была определена зависимость коли ческой формулой или же просто чер чества излучаемой телом энергии от тежом, тогда по напряженности линий спектре любой звезды этого его температуры и распределение в -