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

169 АСТРОФОТОМЕТРЫ—АСТРНЖЪ 170 дали несколько нныя формулы. Во всякомъ случай, всё эти формулы совершенно эмпиричны; постояныыя, въ нпхъ входяшдл, и даже самый видъ формулъ, изменяются чуть ли пе отъ пластинки до пластинки. Мысль, пололсенпая въ основу фотогра­ фической фотометрии еще Физо и Фуко, о томъ, что произведение пзъ напряженности света на время экспознщп, такъ сказать, работа, затраченнаа источнпкомъ света (при равныхъ, чпсто-фотографическпхъ услов1лхъ, т.-с. пластинке и полу­ ченному ею впечатленш), есть величина постоянная, оказывается неверной, а вся фотографическая фото­ метрии—лишенной теоретическаго основашя. Самое происхождений кружковъ звездъ не вполне объяснено. Кружки яркихъ звездъ снабжены еще особымъ ореоломъ, завпсящпмъ, главнымъ образомъ, отъ от­ ражений света отъ внутренней поверхности стекла пластинки. Различные цвета звездъ или, лучше ска­ зать, характеръ ихъ спектровъ сказывается весьма сильно. Влияние поглощсшя света атмосферой сказы­ вается прп фотографической фотометрии въ общемъ въ два раза сильнее, чемъ прп оценке яркости глазомъ. Помимо спепдальныхъ недостатковъ, фотогра­ фическая фотометрш имеетъ все недостатки, обнидо всякимъ приемамъ фотометрии неба. В. Серафимою. А с т р о ф о т о м е т р ^ (отъ греческнхъ словъ aaipov—светило, ерш;—светъ и ffcetpov—мера), наука объ измерен! и яркости звездъ. Древше астрономы разделили впдпмыя звезды по пхъ яркости на 6 классовъ, и это делеше сохранилось до настолщаго времени. Птолемей ввелъ разделение промелсутка между двумя последовательными величинами на три части; в% X I X столейп Аргелапдеръ и Струве ввели делеше величины на 10 частей. По­ сле нзобретешя телескопа пришлось продолжить делеше телескопическихъ звездъ на ислассы выс­ шихъ порядковъ, которые также со времени Аргеландера подразделяются на десятыя доли. Громад­ ное обозреше звездъ севернаго полушария Аргеландера, содерлеащее более 300 000 звездъ, даетъ для каждой звезды не. только ея положеше на небе, но п яркость въ величпнахъ и десятыхъ доляхъ ихъ. Однак-о, для телескопическихъ звездъ определен¬ ность разделения на классы значительно уменьшается, п въ высокпхъ ишассахъ различные астрономы прежде приписывали однимъпгЬмъ же эвездамъ весьма раз­ личный «величины». Такъ, напр., звезды, которыя Гершель называетъ звездами восемпадцатой и двад­ цатой величины, приинадлежатъ, по общепринятой ныне классификаций, къ двенадцатой и тринадцатой величи­ не. Большинство существующихъ оценоисъ яркостей звездъ было сделано безъ помощи пнетрументовъ— просто глаэомъ. Для этого выработаны особые методы; пзъ нпхъ самый известный—методъ Аргеландера (о немъ см. Переменный звезды). Фотометричесшя измерешя звездъ посредствомъ спефальныхъ ин­ струментовъ былп впервые делаемы въ серодпне X V I I I столе™ Бугеромъ. Затемъ этимъ занима­ лись, въ особенности, Джонъ Гершель на мысе Доброй Наденсды, Зейдель и Цёльнеръ, а въ новей­ шее время—Причардъ въ Оксфорде и Пнкерпнгъ въ Америке. Эти пзмерошя производятся несколь­ кими различными способами. Во-первыхъ, можно посредствомъ уменыпешя величины отверспя объ­ ектива зрительной трубы плп при помощи Нпколепой призмы уменьшать яркость данной звезды и погасить ся светъ, пли можно уравнивать яркость двухъ звездъ посредствомъ нередвпжешя стеколъ телескопа, или можно уменьшать светъ одной изъ двухъ сравнпмаемыхъ звездъ посредствомъ поляриэащоннаго прибора и довести его до яркости света другой, менее яркой звезды, съ которой дан­ ную звезду сравнивают^, пли, наконецъ, можно определять яркость звезды по ея.фотографическому игзображешю (объ этомъ см. Астрофотография). Первый итринципъ применялся въ особенности Араго, но онъ менее надеженъ, чемъ остальные. По второму построенъ фотометръ Штейнгеля, по третьему—фотометръ Цёльнера, а также Шверда. Въ фотометре Цёльнера, вместо естественной звезды, для сравнения служить искусственная звезда, яр­ кость которой можетъ быть по произволу умзньшаема посредствомъ полярпзащоннаго снаряда. Искусственная звезда получается въ фотометре Цёльнера посредствомъ лампочки; ей нрндаютъ особымъ приспособлешемъ такой же цветной оттёнокъ, какой имеетъ пзеледуемая звезда. Джонъ Гершель пользовался въ своихъ фотомотрическихъ работахъ таисже пскусственноио звездою, исоторую онъ получалъ, уменьшая ВИДИМЫЙ д1аметръ луны посредствомъ комбинаций оптическихъ стеисолъ п градуируя яркость получающейся светящейся точки посредствомъ изменени'я разстояшя ся отъ глаза. Относительная яркость каждой звезды получа­ лась изъ сравнения ея съ искусственною звездой. Цёльнеръ положилъ основаше фотометрическому обозрешю неба, а также измерплъ яркости и аль­ бедо (см.) отде.чьныхъ планетъ. Сравнивая яркость солнца съ яркостью луны, Цёльнеръ получилъ для отаоипешя этихъ двухъ величинъ число 618 000.— Въ настоящее время въ болыпомъ ходу «ислпновые» фотометры: тонисий клинъ пзъ темнаго стекла перемещается перпендикулярно лучамъ зрешя въ трубе, пока звезда не печеэнетъ; положеше клина отмечаютъ; относительная яркость двухъ звездъ выводится нзъ сравнен!я положен!Й клина, необходимыхъ для «потухашя» звездъ. Нужно ска­ зать, что А. еще далеко не достигла лселаемон точности. Ничтожный, на глазъ итезаметный, туманл» можетъ пысазить совершенно наблюдешя п, во вся­ комъ случае, сделать результаты различныхъ вечеровъ совершенно несравнимыми. Въ этой области астрономии более, чемъ въ исаисой-либо другойреказывается влияшс личныхъ ошпбокъ. При этомъ при­ менеше фотометровъ всякихъ системъ повысило точность измерений гораздо меньше, чемъ молено было ожидать. Записи яркостей отдёльныхъ звездъ 7 —10 величинъ, сделанный мимоходомъ опыт­ ными наблюдателями при мерпдианныхъ наблюдешяхъ, почти не уступаютъ въ точности результатамъ фотометрпческихъ измерен^. Совер1иенно иное, вполне ценное, значеше имеетъ применеше инструментальной А. при пзучеипн относительпыхъ яркостей въ звездныхъ грунпахъ, а таихже колеба­ ний блеска перемённыхъ звездъ (см.). Въ основаше выводовъ фотометрии положенъ законъ Фехнера: разность величинъ двухъ звездъ считается пропор­ циональной разности логарпомовъ ихъ яркостей (см. объ этомъ Величина звездъ, Небесная физика). в А с т р ю к ъ (Astruc), Ж а н ъ, французешй врачъ (1684—1766), одинъ изъ основателей крптическаго изучешя библейскаго теисста. Изучая библейсше тексты, содержащий постановлсшя о накожныхъ и другихъ оскверняющихъ болезняхъ, А. заметплъ, что въ однехъ частяхъ книги Бытия Богу усвояется имя 1агве, а въ другихъ—Элогцмъ. На этомъ основании опъ высказалъ предиоложеше, что въ 1шпге Быт1я слиты два древнейшихъ источ­ ника, изъ которыхъ одинъ следуетъ приписать автору 1агвисту, другой—Элогисту. Гипотеза эта, распространенная впоследствии на все Пятоиснижие, дала начало ряду другихъ гипотозъ о фрагментарпомъ происхождении Пятокниния. Трудъ А. о нроиехождешп книги Быт1я былъ изданъ ано-