метода очень невелика (5—10%) и даже уступает точности визуального. Это зависит от многих причин и, гл. обр., от невозможности приготовлять пластинки с совершенно однородным чувствительным слоем.
Поэтому дальнейшее развитие астрофотометрии пошло по пути изысканий того, каким образом свет влияет на изменение физических свойств различных тел и как, исследуя эти свойства при различных условиях освещения, можно судить о количестве лучистой энергии. Так, напр., металл селен под влиянием освещения уменьшает свою электропроводность. Это свойство селена было положено в основу устройства селенового фотометра, давшего точность до 1%. Однако, на электропроводность селена влияют многие другие причины, гл. обр., температура, учитывать которые оказалось чрезвычайно трудно. Поэтому указанный фотометр теперь почти вышел из употребления. В настоящее время чаще всего применяется фотометр, основанный на фотоэлектрическом эффекте (см. Фотометры, Фотоэлементы), Описанные выше приборы дают результаты, в сущности говоря, несравнимые между собою. Визуальный фотометр определяет «яркость» звезды, т. — е. количество ее радиации, действующее на ретину наблюдателя; обыкновенная фотографическая пластинка чувствительна, как известно, к синим, фиолетовым и ультрафиолетовым лучам; электрический же фотометр чувствителен к тем или другим лучам в зависимости от рода щелочного металла, положенного в основу его устройства. — В последние годы нашли себе применение термоэлементы, к-рые в соединении с сильным рефрактором позволяют измерять общее количество радиации, посылаемое к нам от звезд или от других небесных объектов.
Устройство термоэлемента (см.) Кобленца в принципе чрезвычайно просто. Два тонких листочка, состоящих из различных металлов, напр., висмута и сурьмы, спаиваются своими концами, а два их свободных конца соединяются с чувствительным гальванометром. Этот термоэлемент помещается внутри небольшого стеклянного баллона, закрытого окошечком из флюорита, вещества прозрачного для лучей даже с очень большой длиной волны. На спай термоэлемента наводится изображение светила и, вследствие нагревания, сейчас же возбуждается ток, к-рый констатируется гальванометром. Этот инструмент нельзя употреблять в соединении с обыкновенными рефракторами, т. к. стекло объектива почти непрозрачно для инфракрасных лучей; напротив, большие рефлекторы, снабженные подобным термоэлементом, позволяют измерять теплоту, излучаемую весьма слабыми звездами.
Последний фотометрический метод примыкает уже к актинометрии (см.), к-рая занимается преимущественно измерением гораздо более значительной солнечной радиации. Он требует несравненно более простой аппаратуры, чем метод, основанный на фотоэлектрическом эффекте, между тем по точности почти не уступает последнему; ему, невидимому, принадлежит будущее.
Уже применение первых визуальных фотометров показало, что яркости звезд, отнесенных древпими к шести величинам, разделенным равными интервалами, находятся в определенном отношении. Оказалось, что отношение яркости звезд, принадлежащих к двум последовательным величинам, при 702
близительно постоянно и равно 2, 5; другими словами, звезда первой величины в 2, 5 раза ярче звезды второй величины, эта последняя во столько же раз ярче звезды 3-й величины и т. д. Т. о., объективные яркости звезд, находящиеся в одном и том же отношении, производят световые впечатления, отличающиеся на одну и ту же величину. Сила раздражения, вызывающая ощущение, изменяется в геометр, прогрессии, степень ощущения — в арифметич. (закон Фехнера, см. Вебера-Фехнера закон). Итак, вообще говоря, если / и суть яркости двух звезд, а т и тА j — т их звездные величины, то-А = 2, 5 ii или — т — 2, 5 log . На основании 71
этого соотношения можно любое отношение яркостей выражать в разности звездных величин. Указанная шкала, принятая сначала произвольно, была посредством фотометрических определений продолжена в обе стороны. Так, наиболее слабые звезды, доступные наибольшим современным телескопам, причисляются к 20-й величине (в 100 милл. раз слабее звезд 1-й величины), солнце же, луна и яркие планеты имеют отрицательные звездные величины (звездная величина солнца — 26, 7). О результатах применения фотометров к определению звездных величин см. Звездные каталоги.
Гораздо более обширное применение имеет астроспектроскопия. Можно сказать, что главное содержание А. заключается в спектроскопических исследованиях, с к-рыми связано познание многочисленных особенностей физич. строения светил. Свет, исходящий из небесных тел, имеет, вообще говоря, чрезвычайно сложный состав. Он состоит из световых колебаний самых разнообразных длин волн. Фотометрия изучает общую напряженность всех этих колебаний, спектроскопия дает методы исследования каждого колебания в отдельности. Для этого необходимо, прежде всего, разложить луч на составные колебания или, выражаясь более грубо, на составные цвета (см. Спектральный анализ, Спектроскопия), Первое применение спектрального анализа к астрономии заключается в определении химич. состава светил. Достаточно сфотографировать спектр светила и одновременно с этим спектр какого-либо земного источника света, напр., паров железа, водорода и т. п., изученного предварительно в лаборатории физич. методами. Сравнение обоих спектров позволяет определить длины световых волн различных линий в спектре светила и построить их карту в определенной шкале.
Т. к. каждый химич. элемент характеризуется определенными, свойственными ему, спектральными линиями, мы можем, отождествляя эти линии в спектре светила, тем самым определить химич. состав его внешней оболочки. Однако, спектральный анализ дает гораздо больше, чем простое определение химич. состава вещества. Дело в том, что расположение и вид спектральных линий тесным образом связаны с внутренним строением атома. Одно и то же вещество, находящееся в различных условиях в смысле
