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

675 Двойныя ЗВ'ВЗДЫ—Двойныя соли 676 Д в о й н ы я с о л и (хим.).—Такъ назыв. чрез­ вычайно обширную группу сложныхъ солей, ко­ торыя, въ свою очередь, мо­ Большая гутъ быть разематривасмы Время полуось ЭКСЦАВПи i n каисъ результатъ сочетании Пряное оборота орбвты трвевНАЗВАНИЕ ЗВЪЗДЫ. чниа СклоывнПе. (въ (въ ее- тегь ор­ двухъ другихъ солей, более еосхождеше. эвЪдъ. годахъ). кундлхъ бвты. простыхъ. Типпчнымъ придуги). меромъ могутъ служить обык­ новенные квасцы, 0,57 Р 395 — 25° 19' 0,59 О 32™ 16,3 7, 7 A1 (S0 ) . K^S0 .24Н О, 0,37 1>>-58* + 41° 51' 54,0 0,86 Y Андромеды а, 7 представляющие соединения 52,2 8,03 0,62 Сириусъ 61» 41 m — 1 6 ° 35' 1, 10 сёрноалюмпниевой и сернока12* 37"' 0,90 0°54' 194,0 3,99 7 Девы з, 3 лиевой соли (съ «кристалли­ 0,46 42 Волосъ Беренпки + 18° 4' 25.6 0,64 13»' 5™ 6, 6 зационной» водой). Существу­ 14Ь 33N - 6 0 ° 25' 81,1 0,53 а Центавра . 17,70 1, 2 етъ целый рядъ квасцовъ (по­ + 30° 39' 0,27 41,6 0,92 if] Северной Короны . 15Ь 19™ 5, 6 добно обыкновеннымъ), кри­ 18 ' 56ш 0,28 18,9 0,69 -30° V С Стрельца . 4, 4 сталлизующихся въ правиль­ 21h lQni 0,17 11,5 0,45 о Жеребенка ной системе и между собой изо4- 9° 36' 4, 5 0,49 П,4 0,42 v. Пегаса 21Ь 40* 4, 5 морфныхъ. Вънпхъ А1 можетъ 4-25° 10' бытьэамещепъ другими трех­ Въ общемъ эксцентриситвтъ орбитъ Д. звездъ весьма атомными металлами, особенно желёзомъ и хровеликъ. На значеше этого факта для космогониче- момъ (также In, Ga и пр.), а калпе другими скихъ гипотезъ обратилъ внимание Си. Кроме Д. щелочными металлами (кроме Li), а такжо радпзвездъ въ тесномъ смысле слова, открыты системы каломъ N H (аммошемъ). Другимъ прпмеромъ Д. тройныхъ (напр., ? Рака), четверныхъ (напр., е Лиры) соли можотъ служить карналлптъ MgCl,. КС1. 6Н О, и т. д. звездъ, и наблюдения ихъ дадутъ иллюстрацию встречаюпщ'йся въ Стасфуртскихъ соляныхъ копяхъ. 11 между линией, проходящей черезъ объ звезды и кругомъ склонены главной звезды. Бъ новейшее время сюда применена фотография, но для наибо­ лее тесныхъ звездъ н, въ особенности, для паръ звездъ весьма различной яркости фотографий не даетъ хорошихъ результатовъ. Измерение разстоянйй подвержевы систематнческимъ ошибкамъ, а потому определение орбиты спутника основано обыкновенно на язмерешлхъ угловъ положения. Ме­ тоды определения эллипса орбиты были даны впервые Саварн и Гершелемъ; затемъ разработаны два типа методовъ — аналитический (Вилларсо, Клинкерфусъ) и графические (Ковальский, Глазенапъ). По эллипсу видимому, проеистпрованному на небесную сферу (въ которомъ главная звезда не находится въ фокусе), определяется истинный эллипсъ орбиты (где главная звезда непременно должна при­ ходиться въ фокусе его). Движени'е орбитальное Д. звездъ имеетъ громадное значеше при суждение объ общности принципа Ньютона о всемнрномъ тя­ готении. Доказано (Дарбу, Хальфенъ), что самый фаистъ обращение двухъ тёлъ подъ действ1емъ цен­ тральной силы по эллипсу (при чемъ главная звезда не находится въ центре эллипса) требуетъ существования Ныотошанскаго притяжение. Было несисолько случаевъ открытия «темныхъ» спутниковъ звездъ по особенностлмъ видимыхъ перемещение главныхъ звездъ. Бессель изъ наблюдение Cupiyca и Прощона вывелъ, что вблизи нихъ находится по спутнику, влпеющему своимъ притлжешемъ на ихъ движения. Эти спутники впоследствпе были от­ крыты. Точно также особенности движение соста­ вляющий^ звёздъ С Рака, 70 Офнуха приводить и;ъ выводу, что въ этихъ системахъ звездъ суще­ ствуютъ еще «темные», невидимые намъ спутники— центры притяжение. Изъ сопоставления пер1одовъ обращения Д. звездъ и параллаксовъ нхъ выводить размерь ихъ массы и, наконецъ ихъ плотности и непосредственныл яркости. Составляющие Д. звезды часто окрашены въ различные цвета. Чаще всего главная звезда желтоватая, а спутннкъ—зелено­ ватый или синеватый. Псрпеды обращение Д. звездъ весьма разнообразны; существуютъ пары, где (напр. а Геркулеса) взаимное положение звездъ не изме­ нилось за полстолетие, а общность движешя нхъ въ пространстве эаставляетъ признавать физическую связь. Надежно определены орбиты только не­ сколькихъ десятковъ Д. звездъ; пзъ нихъ важнейший: къ «задаче трехъ телъ», решение которой со­ вершенно превышаетъ средства математическая анализа.—Кроме видимыхъ Д. звездъ, найдены такъ назыв. ф о т о м е т р и ч е с к и й и с п е к т р а л ь н ы й Д. з в е з д ы . Къ первымъ относятся переменный звезды типа Альголя, где происходить периодиче­ ское понижете блеска на короткое время. Это объясняется обьпеновенно существованпомъ «тем­ наго» спутника, который при прохождение между нами и главной звездой скрываетъ часть света последней. Явления въ переменныхъ звездахъ другого типа (§ Лиры), где происходить непрерыв­ ное изменение яркости, объясняюсь темъ, что сами звезды и спутники но сложились еице въ твордыя или жидкие тела и находятся пли въ «метеорнтномъ» пылеобразномъ состоянии, пли шо въ состоя­ ние первичной туманности. Въ конце прошлаго сто­ ле™ въ обсерваторне Э. Пикерннга было открыто, что лиши въ спектрахъ некоторыхъ звездъ (первая открыта С Большой Медведицы) периодически раз­ дваиваются и вновь сливаются. Это объяснено существовашемъ весьма тесной пары звездъ, обращаю­ щихся быстро одна воиеругъ другой. Раздвоешо лишй происходить тогда, когда одна звезда имеетъ максимальную скорость отъ насъ, другая и;ъ намъ. Когда же обе движутся перпендикулярно лучу зре­ ния, проведенному отъ насъ,—линии въ спектрё ока­ зываются простыми. Затемъ открыты звезды, нъ спеистре которыхъ лиши не раздваиваются, а лишь периодически немного мншяютъ свое положеше: спутникъ не даетъ своего спектра. Въ связи съ этимъ наследования спектровъ переменныхъ звездъ типа р Лиры (особенно звездъ о Цефея и т] Орла) дали подтверждение уже формулированной ранее гипотезе для объяснения переменъ яркости. Однако, явлеше, происходящее здесь, гораздо сложнее, чемъ предполагалось. Эпохи смещений линий и перемены яркостей не совпадаютъ. Кроме того, на оба явле­ ния несомненно влпеютъ пульсацпе давления, напря­ жение элоктромагнитнаго поля и проч. А слишкомъ «простое» объленеше переменныхъ звездъ типа Альголя не допустимо уже вследствие того, что неизбежный прилнпныя явления разорвали бы такую систему Д. звездъ, где разстоянио между обеими звездами немного больше нхъ раддусовъ. В. Серафимовъ. 3 4 3 4 а 1 4 э