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

37 Строение вселенной. 38 точного решения, и многие стороны современных воззрений на С. в. осно­ вываются на более или менее веро­ ятных гипотезах. При всем том неко­ торые идеи представляются настолько несомненными, что в той или иной форме они составляют основание всех воззрений на строение, по крайней мере, ближайшей к нам части вселен­ ной, т. и. Млечного пути. Небесные тела, о которых при этом идет речь, суть звезды, туманности разного рода и звездные скопления. Для точного представления распо­ ложения в пространстве небесных тел необходимо для каждого из них знать: 1) направление прямой линии, идущей к нему от какой-либо точки, напр., от центра Солнца, т.-е. направление, по которому мы видим этот предмет, или знаем, что он по этому направлению расположен, и 2) расстояние его от Солнца. Задача определения напра­ влений сравнительно очень проста, и их можно считать для всех тел известными с точностью, достаточной для рассматриваемой цели; это есть видимое, кажущееся расположение их на небесном своде. Напротив, опреде­ ление расстояний возможно лишь для 'Сравнительно небольшого числа небесн. тел. Наиболее безупречный в теорети­ ческом отношении метод определения расстояний заключается в измерении годичного параллакса (см. параллакс и звезды) светила посредством наблю­ дения колебания видимого места его на небесном своде, колебания с годич­ ным периодом, вследствие годичного движения Земли вокруг Солнца. При громадности расстояний звезд от Солнца применяются во избежание огромных чисел большие меры длины, й именно, либо парсек, либо световой год. Парсек есть расстояние, соответ­ ствующее годичному параллаксу вели­ чиной в одну секунду дуги; он содер­ жит в себе 206.265 средних расстояний Земли от Солнца, т.-е. 30,84 миллио­ нов миллионов км.; световой год есть пространство, проходимое светом за 1 год по 300.000 км, в секунду; он содер­ жит в себе 63.330 расстояний от Земли до Солнца, т.-е. 9,46 млн. млн. км.; иарсек=3,2б световым годам. При со­ временной точпости соответствующих астрономических измерений пределом расстояний, которые еще можно изме­ рить таким способом, является рассто­ яние в 100 парсеков, или S26 свет. лет. Известно около I / тысяч звезд, рас­ стояния которых определены таким образом, но это суть, без сомнения, лишь ближайшие к нам звезды. Зная расстояние звезды и определив, что но представляет задачи исключитель­ ной трудности, во сколько раз она при таком расстоянии кажется нам по яркости слабее Солнца, можно вычис­ лить, какова ее действительная, т. сказ., абсолютная яркость, сравнительно с яркостью Солнца. Такими вычисления­ ми было найдено, что есть звезды, в десятки, сотни и тысячи раз ярче Солнца, и другие, во столько л е раз е слабее его; значит, по абсолютной яркости звезды чрезвычайно, до мил­ лиона раз разнятся друг от друга. В недавнее время было подмечено, что в спектрах звезд (см. звезды) некото­ рые, немногие, темные линии по своей напряженности, ширине, стоят в опре­ деленной зависимости от абсолютной яркости звезды; одни линии становятся шире при увеличении абсолютной яр­ кости, другие, напротив, #же; таким образом, явилась возможность по отно­ сительной напряженности, или ширине, этих избранных линий спектра опре­ делять абсолютную, действительную яркость звезд; а так как, с другой стороны, их кажущаяся яркость тоже может быть определена без особого труда, то сравнивая кажущуюся и аб­ солютную яркость (напр., обе сравни­ тельно с Солнцем), можно определить и расстояние звезды; этот новый спектральный метод измерения рас­ стояний уже расширил и обещает еще более расширить наши сведения о расстояниях звезд; цр он не в полной мере безупречен; есть указания, что вид указанных линий зависит не только от абсолютной яркости звезды, но, хотя и в малой мере, и от некоторых других причин. Этот метод применим лишь к достаточно ярким звездам, от которых по силе их света можно по­ лучить и сфотографировать достаточ­ но длинный спектр, с большой диспер­ сией (см. спектральный анализ в астро­ номии). В немногих случаях возможно 1 3 241—V*