«солнечного. Разность этих величин зависит •только от температуры: 1 = Мр-Мс = -^ — 0, 64.на основании законов излучения. Наибольший угловой диаметр получился у Mira Ceti — 0, 056"; наибольший линейный — у Антареса (a Scorpii) — 480 диаметров Солнца. Поверхность Антареса, При помощи этого соотношения можно на
помещенного в центре нашей солнечной систеходить звездные температуры. Для разных мы, окажется следовательно расположенной — спектральных типов получено следующее: между орбитами Марса и Юпитера.
Исследование двойных В A F G К М N Спектральный тип звезд (см.) показывает, 23.000° 11.200° 7.400° 5.500° 4.100° 3.050° 2.200° Температура.................................
— — — 6.000° 5.100° 3.400° —
что массы в главной сеПервая строка дает температуру гигантов, вто
рии также изменяются со спектральным типом, рая — звезд главной серии. Последние для того именно от 10 для типа В до 0, 6 для М. Разже типа отличаются несколько более высокой личив в массах таким образом невелико по температурой. По температуре 3. и ее видимой сравнению с различием в яркостях. Индививеличине можно вычислить ее угловой диаметр. дуальные звезды с массами, в 30—40 раз преЕсли кроме того известен и параллакс, а сле
вышающими солнечную, встречаются как реддовательно и абсолютная величина, то можно кое исключение. В таблице приводятся данные, вычислить линейный радиус 3., выраженный в которые характеризуют физическое состояние единицах солнечного. Другую возможность оп
для нескольких типичных звезд: ределения линейных размеров дают переменные ПлотРади
Масса ность Абс. гзвезды, периодически ме-.
Название Спектр вел.
Темп. ус в ед. в един, в един, ияющие свою яркость. солн. солн. солн.
Наиболее интересны из этих объектов Цефеиды, Гиганты названные так по звезде cMO 3.100° 480—4, 0 30 3. 10—7 a Scorpii...................................................
Cephei — прототипу это6. 10—7 3.100° 290 cMO 15—2, 9 а Orionis................................................... го класса. Период изме2. 10-е gM5 2.900° 170 9
р Pegasi................................................... — 1, 4 нения яркости этих звезд gK5 4—0, 1 2. 10—6 а Tauri.......................................................
3.300° 60 0, 0003 gKO 0, 3 4.100° 30 8
а Bootes................................................... находится в связи с их 4, 2 gGO 5.500° 12 0, 0024 а Aurigae.................................................. — 0, 1 ябсолютнойяркостью. ЦеГлавная серия феиды с большим перио — 3, 8 21.000° И 25 Bl 3 Centauri................................................
0, 018 дом принадлежат к су2. 4 A0—0, 6 11.200° 3, 0 0, 11 a Lyrae....................................................... пергигантам и превосхоA5 1. 4—2, 5 8.600° а Aquilae..................................................
0, 18 1, 7 дят по яркости наше Солн — 3, 0 6.500° dF5 1. 9 а Canis Min............................................
0, 16 1, 1 dGO 6.000° 1. 0 а Centauri ................................................ — 4, 7 це в десятки тыс. раз. При1, 1 1, 1 dKO 5.100° 1. 0 70 Ophiuchi ............................................
5, 7 0, 9 0, 9 чина изменчивости их — 8, 4 dK7 3.800° 0. 7 0, 45 61 Cygni...................................................
1, 3 •блеска, согласно Шепли 0. 34 dM3—11, 2 3.300° 0, 26 9
Kruger 60A................................................ и Эддингтону, объясняетБелые карлики ся пульсированием, пери0.034—11, 2 7.500° 0, 96 27.000 F
a Canis Maj............................................ одическими расширенияA0—11, 2 11.000° 0.019 0, 44 64.000 40 Eridani................................................ — 14, 5 7.500° 0.007 (0, 14) 400.000 F
d 26 Van-Maanen’a.............................. ми и сжатиями. По теории пульсации, произведение из периода на корень квадратный из сред
Из табл, видно, что гигантские 3., названные ней плотности постоянно для ’ всех Цефеид. так вследствие их необычайно большой яркоПлотности этих звезд ничтожны, хотя масса и сти, являются действительно гигантами, т. е. размеры значительно превосходят солнечные. отличаются большой массой, огромными размерами, хотя и крайне малой плотностью. РасТак например, имеем: смотрение всего наличного материала пока•6 Cephei — период 5, 37 дней; радиус 18 млн. км; масса зывает, что плотности, имеющие минимальное 10, 5 плотность 0, 0006 ®.
« Carinae — период 23, 52 дня; радиус 80 млн. км; масса значение для красных гигантов, постепенно 50 (•); плотность о, ооооз ®. увеличиваются при одновременном уменьшеИзучение этих супергигантов чрезвычайно важ
нии размеров по мере перехода к желтым и бено, так как благодаря своей огромной яркости лым гигантам и это изменение продолжается в «они наблюдаются в посторонних звездных си
том же смысле на всем протяжении главной сестемах — спиральных туманностях, а также в рии от белых до красных 3. Последние наиболее — звездных кучах и дают средство определения уплотнен^! и отличаются наименьшей массой нт расстояний этих объектов. Более обычны пе
и размерами. Непрерывное изменение этих хаременные — типа Альголя. Это просто тесные рактеристик заставляет предполагать, что градвойные пары, случайно ориентированные в про
фика Ресселя имеет не только статистическое странстве так, что Солнце оказывается почти значение, но представляет вместе с тем схему в плоскости орбиты составляющей. Поэтому эволюционного развития каждой отдельной при каждом обращении спутника происходит звезды (см. Эволюция звезд). Необычайно больчастичное затмение центральной звезды. Рес — шие плотности белых карликов ясно указысель дал способ определения размеров обеих вают, что в 3. вещество может находиться в составляющих и их масс и вообще всех элемен
состоянии, совершенно отличном от известного тов этой двойной системы. Их плотности по нам на земле. Напряжение силы тяжести на их сравнению с плотностью Солнца составляют: поверхностях должно быть огромным.
Из рассмотрения спектров 3. можно сделать тип В — 0, 04; А — 0, 15; F — 0, 4.
Применение интерферометра (Пиз и Майкель — выводы относительно их физической природы. сон, 1920) открыло новую возможность опре
В связи с разработкой, на основании принциделения угловых, а по ним и линейных разме
пов термодинамики, физической теории спектров звезд. Оказалось, что непосредственно из
ров удалось показать, что спектральные линии меренный диаметр совпадает с вычисленным по своему характеру и интенсивности зависят
