огромной длины и исследовать длину световых волн спектральных линий с точностью до одной десятимиллиардной доли мм.
Малейшие смещения линий, изменения их вида от тех или иных причин могут быть поэтому легко измерены. Однако, указанные методы применяются по необходимости только к внешним оболочкам солнца, от к-рых наблюдатель получает свет. Свойства всей солнечной массы остаются вне пределов досягаемости наблюдателя. К суждению о них можно подойти только в связи с изучением всего звездного мира. Применение астрофизических методов исследования к звездам показало, прежде всего, что химич. состав материи одинаков во всей вселенной.
Спектры самых отдаленных звезд характеризуются знакомыми нам линиями различных химич. элементов, которые изучаются в земных лабораториях. Простой взгляд в спектроскоп позволил решить, что многие туманности неправильного строения состоят из светящегося крайне разреженного газа, в то время как другие, гл. обр., спиральные туманности, представляют собою огромные звездные скопления. В первом случае наблюдатель видит спектр, состоящий из нескольких световых линий, в другом — сплошную светлую полоску. После введения в астрономическую практику сухих фотографических пластинок, удалось перейти к определению небольших смещений спектральных линий, зависящих, согласно принципу Допплера, от перемещения источника света по направлению к наблюдателю или от него. Первые успешные результаты получены были Фогелем в Потсдаме, а в наст, время определение этих т. н. радиальных скоростей звезд составляет главную задачу Ликской обсерватории (в Соед. Шт. Сев. Ам.). Знание радиальных скоростей имеет огромное значение для изучения строения звездной вселенной; оно особенно ценно потому, что скорости эти, по самому свойству метода, определяются в одной и той же шкале для всех звезд, именно в кл/сек.
Сопоставляя радиальные скорости с угловыми перемещениями звезд по небесной сфере, можно сделать заключения о расстоянии этих объектов, если даже они так удалены, что обычные способы определения звездных расстояний, принятые в астрометрии (см.), оказываются неприменимыми.
В последние годы астроспектроскопия сделалась мощным средством определения звездных расстояний благодаря новому методу, введенному Колыпюттером и . Адамсом и основанному на том, что нек-рые линии металлов в звездных спектрах, в остальном совершенно тождественных, стоят в определенной связи с абсолютной яркостью звезды. По этому спектроскопическому методу к настоящему времени определены расстояния нескольких тысяч звезд. Не меньшее значение имеет классификация звездных спектров по характеру их линий. Для целей классификации спектров достаточно пользоваться призмой перед объективом и фотографической пластинкой, позволяющей регистрировать сразу десятки спектров.
Секки, Фогель и, в особенности, Пиккеринг показали, что все множество звезд укладыб. с з т. ш.вается по характеру их спектров в немногие типы, связанные один с другим постепенными переходами. Вид линий в спектре изменяется с цветом звезды, к-рый зависит от ее температуры. Этот общеизвестный факт лишь недавно получил объяснение в физической теории звездных спектров, развитой Саха (Saha), Фоулером (Fowler) и другими.
Эта теория показывает, каким образом те или иные линии элементов получают преобладание в спектре в зависимости от температуры и давления в звездных атмосферах, и окончательно подтверждает, что за исключением некоторых типов, представленных немногочисленными звездами, все остальные звезды имеют одинаковый химич. состав. Сопоставление различных звездных характеристик, добытых указанными выше методами, — как-то: температуры, абсолютной яркости, скорости движения и др., — позволило Рёсселю (Russell) установить разделение звезд на две больших ветви: звезд абсолютно очень ярких и звезд слабых, т. н. гигантов и карликов. Это различие яркости очень велико у красных звезд, но почти не наблюдается у белых. Этот факт послужил для обоснования теории звездной эволюции, которая заключается в том, что каждая звезда начинает свое существование в виде разреженного красного гиганта, постепенно переходит в результате энергичного сжатия в разряд желтых, а затем и белых звезд, далее же, охлаждаясь, снова делается желтой, потом красной звездой с несравненно большей плотностью (карликом) и, наконец, кончает полным охлаждением. Теория звездной эволюции, с к-рой связаны вопросы о положении нашего солнца во вселенной, о поддержании солнечной теплоты и многие другие, далеко еще не установилась окончательно и продолжает непрерывно развиваться. С своей стороны эти идеи повели к теоретическим исследованиям о строении всей звездной массы, к-рые дали уже много чрезвычайно интересных выводов. Все эти работы, результаты к-рых имеют большое значение для нашего мировоззрения. базируются на современных данных, полученных астрофизическими методами исследования. Другим характерным примером результатов, полученных чисто астрофизическими методами, является современное представление о размерах и расстоянии — спиральных туманностей, состоящих из огромного числа звезд.
Непосредственное определение расстояний, принятое в астрометрии, возможно только для ближайших звезд. Уже для более отдаленных звезд нужно было обратиться, как мы видим, к спектрографическому методу. Для спиральных туманностей, находящихся далеко за пределами нашей звездной вселенной, неприменим и этот способ. Для этих образований оказалось возможным установить несколько косвенных методов определения расстояний, которые все дают результаты одного порядка. Невидимому, нужно считать несомненным, что спиральные туманности совершенно эквивалентны по своим размерам и массе нашему млечному пути, который, как это, впрочем, предполагалось и раньше, также составляет 23
