Звезды, которые мы видим на небе в ясную ночь, суть огромные и самосветящиеся светила, подобные нашему солнцу; то обстоятельство, что они представляются нам исчезающе-малых размеров и слабыми по яркости, зависит единственно от того, что они удалены от нас на огромные (и весьма различные притом) расстояния. Каждая З. — это солнце; наше Солнце есть одна из З. Число З., видимых невооруженным глазом, не так велико, как это может казаться с первого взгляда. Их насчитывается около 6.000 на всем небе (понятно, что для глаз различной зоркости это число неодинаково), приблизительно поровну в обоих полушариях неба, так что число З., видных над горизонтом в каждый момент, равно прибл. 3.000. Число З., видимых в трубу, увеличивается с величиной объектива трубы. По их яркости (не по размерам) З. с давних времен подразделяются на величины: самые яркие относятся к 1-й величине, самые слабые для невооруженного глаза нормальной зоркости — к 6-й вел., промежуточные распределяются между ними. Вначале грубо-приближенная, оценка яркостей З. с течением веков, особенно в последние 2 столетия, была усовершенствована, и были введены подразделения величин еще на десятые доли. Определения относительной яркости З. различных величин при помощи соответствующих приборов (т. наз. астрофотометров) показали, что одной величине соответствует изменение яркости приблизительно в 2½ раза, и число 2,512 (говоря точно, — число, логарифм которого есть 0,4000) было принято как постоянная величина для перевода относительных яркостей в звездные величины, так что, напр., из двух З., разнящихся по яркости на 2 величины, одна в (2,512)², т. е. в 6,3 раза ярче другой, и З. 1,00 величины ровно в 100 раз ярче З. 6,00 зв. вел.
Число З. значительно увеличивается по мере уменьшения яркости; следующая таблица указывает приблизительно число З. различной яркости на всем небе:
| Яркость. | Число. | Сумма. |
|---|---|---|
| Ярче 1,4 вел. | 18 | 18 |
| от 1,5 до 2,4 | 60 | 78 |
| 2,5 3,4 | 171 | 249 |
| 3,5 4,4 | 411 | 660 |
| 4,5 5,4 | 1.123 | 1.783 |
| 5,5 6,4 | 3.908 | 5.691 |
| 6,5 7,4 | 16.670 | 22.361 |
| 7,5 8,4 | 54.482 | 76.843 |
| 8,5 9,4 | 330.380 | 407.223 |
При наблюдении невооруженным глазом, без помощи измерительных инструментов, кажется, что взаимное расположение З. на небе не меняется; ковшик семизвездия Большой Медведицы не меняет заметно своей формы ни за год, ни за столетие, ни за тысячу лет; это дало повод называть З. неподвижными. Однако, исследования последних столетий показали, что это не совсем верно: взаимное расположение З. на небе меняется, но очень медленно. Эта медленность дала возможность, для более удобного различения З., видимых невооруженным глазом, и для наименования их, разделить небо на отдельные участки, все З. на отдельные группы, т. наз. созвездия (см.); каждому созвездию были присвоены имя и соотв. фигура. Такое распределение в созвездия З. северной и отчасти южной половины неба началось еще в глубокой древности, мож. быть, независимо у различных народов, хотя сходство фигур в некоторых созвездиях дает повод предполагать и заимствование. Общепринятые в настоящее время наименования созвездий перешли к нам от греков и представляют имена различных животных, а также героев греческой мифологии, но на латинском языке. Отдельные З. в каждом созвездии назывались сначала по тем частям фигуры, на которые они приходились, напр., глаз Тельца, средняя З. в поясе Ориона, и т. п. В начале XVII в. Байер предложил для удобства называть отдельные З. в созвездиях буквами греческого алфавита, начиная с яркой. Это обозначение удержалось и до сих пор; так, теперь говорят α Тельца, ε Ориона и т. п. Более слабые З., до 6-й вел., обозначаются также иногда числами, которые им приписал Флемстид или Гевелий и др.; так получились названия: 61 Лебедя, 1 Hev. Draconis и т. под. Кроме того, некоторые более яркие З. получили в различные времена собственные названия, как, напр., Сириус, Вега, Альдебаран и т. п. С течением времени небольшие пробелы в группах созвездий были заполнены новыми созвездиями, и, наконец, это распределение З. в созвездия было распространено и на все южное полушарие неба. С давних же пор шло и определение мест З. на небе, сначала — грубое, приближенное, потом, с усовершенствованием инструментов и методов наблюдений, — все более и более точное. Существуют две системы величин, определяющих положение любого светила на небесном своде или, как говорят, две системы координат. В одной (экваториальной) за основной элемент принимается небесный экватор (воображаемый круг, делящий все небо пополам и перпендикулярный к оси мира — прямой, параллельной оси вращения земли и около которой, нам кажется, вращается весь свод небесный); в другой (эклиптической) — эклиптика (воображаемый круг, также делящий небо пополам, по которому совершается видимое годовое движение солнца). В настоящее время для определения положений З. на небе употребляется исключительно первая. В ней место светила определяется его склонением (дуга так назыв. круга склонения, проходящего чрез светило и ось мира, заключенная между светилом и экватором) и прямым восхождением (дуга экватора, заключенная между точкой весеннего равноденствия и кругом склонения). Склонение (относительно различных терминов см. небесная сфера) выражается в градусах (°), минутах (′) и секундах (″) дуги; к северу от экватора склонение считается положительным, к югу — отрицательным; прямое восхождение — обыкновенно в часах (1 ч. = 15°), минутах (1 м. = 15′) и секундах (1 с. = 15″) времени. Списки мест различных З. на небе, т.-е. их прям. восх. и склонений, называются звездными каталогами. Нумера З. в каталогах служат названиями для слабых звезд. Так как направление земной оси в пространстве, а след., и положение небесного экватора среди З. с течением времени меняется (т. наз. прецессия и нутация), то меняются и прямые восхождения и склонения З.; поэтому, когда дается место какой-либо З., то для определенности всегда указывается и время, которому это место соответствует. Самый древний из дошедших до нас каталогов содержится в Альмагесте Птоломея и основан на наблюдениях Гиппарха; он заключает в себе 1.025 З. до 4 вел.; к XV веку относится каталог Улуг-Бека, содержащий 1.019 З., по наблюдениям в Самарканде; самый точный каталог по наблюдениям невооруженным глазом составил Тихо Браге; в нем места З. точны приблиз. до 1′. Со времени применения к астр. инструментам увеличительной трубы точность наблюдений постепенно возрастала, и, кроме того, стали доступны для наблюдений и более слабые З. Из наблюдений XVIII века особенно важны по точности набл. Брадлея, кот. были обработаны в XIX в. Бесселем и потом Ауверсом. В XIX в. появилось несколько десятков каталогов постепенно возрастающей точности, которая в наст. время достигает уже долей секунды дуги. Десятки тысяч З. в этих точных каталогах не исчерпывают обыкновенно всех З. до известного предела яркости; с целью составления возможно полного каталога З. до 9-ой вел. и отчасти более слабых, в Бонне был в средине XIX в. составлен Аргеландером и его сотрудниками каталог приближенных положений всех таких З. между сев. полюсом и 2° южн. склонения, продолженный Шёнфельдом до 23° южн. скл. Он составляет т. наз. „Боннское обозрение неба“ („Bonner Durchmusterung“); нумера этого каталога, по преимуществу, служат теперь именами содержащихся в нем 457.857 З. Для южного полушария неба аналогичный каталог был составлен на основании фотографий неба, полученных на обсерватории на мысе Доброй Надежды; он содержит 454.875 З. до 10-й вел., от южного полюса до 19° южн. скл. Аргеландер и Шёнфельд издали также атлас звездного неба, содержащий все З. „Боннского обозрения“; он является до настоящего времени самым полным атласом неба. — Что касается расстояний от нас до З., то они могли быть определены (для немногих З.) лишь в XIX столетии. Сущность способа для определения этих расстояний заключается в том, что, так как земля в течение года не остается на одном месте, но обходит вокруг солнца, то и направление, по которому мы видим какую-либо З. (т.-е. видимое место З. на небе), не должно быть постоянным; З. в течение года должна перемещаться немного, отражая в этом перемещении движение земли вокруг солнца, и по истечении года — возвращаться к прежнему положению (если она не имеет заметного собственного движения); величина этого перемещения зависит от расстояния ее от нас. Другой метод заключается в том, что наблюдают не абсолютное место З. на небе (т.-е. не прямое восхождение и склонение), а лишь относительное положение ее среди окружающих ее З. на небесном своде. При этом, если избранная З. ближе к нам, чем окружающие ее (и только кажущиеся близкими к ней, так как они лишь видны почти по тому же направлению, как и она) З., то относительное положение ее среди этих З., по той же причине, как в первом случае, должно меняться в течение года, подобно тому, как меняется положение близких к нам предметов, напр., оконной рамы, на фоне более отдаленных, если мы немного двигаем головой или смотрим попеременно то правым то левым глазом. Наибольшее смещение З. от ее среднего положения (именно, от центра того эллипса, который описывает З. в течение года) наз. годичным параллаксом ее. Эти перемещения, однако, при том и другом методе наблюдений так малы (не превосходят нескольких десятых долей секунды дуги), что до сих пор могли быть с уверенностью замечены лишь у сравнительно небольшого числа З. Это показывает, что расстояния от нас до З. чрезвычайно велики, сравнительно с расстоянием от земли до солнца, а это расстояние само равно 149,5 миллионам километров. Можно считать, что в настоящее время известно около сотни З., расстояние которых от нас меньше 2 миллионов расстояний от земли до солнца, т.-е. меньше 300 биллионов килом. (соотв. параллакс их более 0,1″); самая близкая к нам из них — α Центавра: она находится на расстоянии 41 биллиона килом.; ее параллакс = 0,75″; свет, пробегающий в секунду 300.000 килом., идет от нее до нас 4⅓ года. Известно свыше полутораста З., расстояние которых составляет от 300 до 1.000 билл. килом. (параллаксы между 0,1″ и 0,03″), и свет от которых идет до нас менее 109 лет; но такие расстояния измеряются уже с меньшей точностью, т. к. годичные перемещения таких З. крайне малы. Расстояния еще более далеких З. измеряются еще с меньшей точностью, и расстояния громадного большинства З. слишком велики, чтоб их можно было определить указанным методом. Однако, и из имеющихся данных можно получить достаточно характерные сведения о действительной яркости З. Можно определить, во сколько раз кажущаяся яркость солнца больше яркости З.; напр., по недавним исследованиям проф. Цераского, солнце ярче З. 1-й величины в 1011 раз; отсюда, простое вычисление показывает, что, если бы наше солнце было отнесено на расстояние α Центавра, то оно светило бы, как З. 1-й вел.; на расстоянии Веги оно светило бы, как З. 6-й вел.; на бóльших расстояниях оно не было бы видно для невооруженного глаза; след., каждая З. есть солнце, наше Солнце есть одна из З., — не самая яркая, не самая слабая; есть З. в несколько десятков и сотен раз ярче его, есть другие, во столько же раз слабее; действительная яркость З. бывает весьма различна, и потому нельзя про каждую яркую З. сказать, что она ближе к нам, чем слабая, — хотя в среднем З., видимые невооруженным глазом, конечно, ближе, чем те, которые видны только в трубу. — Следующая табличка характеризует простую зависимость между годичным параллаксом, соответствующим расстоянием в биллионах килом. и числом лет, за которое свет проходит это расстояние:
| Параллакс | 1,0″ | 0,4″ | 0,2″ | 0,1″ | 0,05″ | 0,03″ | 0,01″ |
| Расстояние (билл. килом.) | 31 | 77 | 154 | 308 | 616 | 1.027 | 3.080 |
| Число световых лет | 3,3 | 8,2 | 16,3 | 32,6 | 65,2 | 109 | 326 |
Что касается физического устройства З., то понятие о нем мы можем получить только при помощи спектрального анализа (см.). В трубы даже с самыми сильными увеличениями З. представляются лишь небольшими более или менее яркими точками, и рассмотреть на них ничего нельзя; лишь исследование спектров ведет к цели. В этом случае особенно ценную услугу оказывает астрономии фотография, так как можно зафотографировать спектры, в которых глаз по их ничтожной яркости ничего не может рассмотреть, и, кроме того, исследования над положением и видом спектральных линий гораздо удобнее и точнее производить по фотографии, чем непосредственно глазом. Однако, еще до применения фотографии, Секки, Гёггинс, Фогель и др. исследовали большое число звездных спектров (от более ярких З.). Оказалось, что в общих чертах спектры З. схожи со спектром солнца, т.-е. в них на фоне непрерывного спектра находятся темные линии. Это указывает, что З. суть тела с ярко светящейся поверхностью (так наз. фотосфера; см. солнце), окутанные атмосферами; свет от яркой поверхности З., проходя через газы ее атмосферы, претерпевает частичное поглощение, вследствие чего в спектре и появляются темные линии, по положению которых можно судить о том, какие химические элементы находятся в газообразном состоянии в атмосфере той или другой З. Уже Секки заметил, что не все З. имеют в точности одинаковый спектр, и предложил классификацию звездных спектров, которая, как показали дальнейшие исследования, хорошо выделяет существенные черты большинства звездных спектров. В ней спектры разделяются на 4 класса; характерные черты их: класс I — в спектре широкие темные линии от поглощения света водородом, иногда немногочисленные тонкие линии от различных металлов; к этому классу принадлежит большинство З.; класс II — спектр такой, как у солнца, т.-е. с многочисленными темными линиями, указывающими на присутствие в атмосфере З. различных химических элементов в газообразном состоянии; классы III и IV — спектры с широкими полосами поглощения; каждая полоса резка на одной стороне и постепенно слабеет к другой. В связи со спектром находится и цвет З.: З. со спектрами I класса — белые, II кл. — желтые, III и IV кл. — красные. В конце XIX в. появились более детально разработанные классификации Фогеля и Локиера. В основание каждой из них была положена та идея, что каждая З. в своем постепенном развитии от возникновения до угасания претерпевает ряд сходных или даже, быть может, часто и тождественных изменений своего физического устройства и что каждой стадии развития соответствует особый спектр; следовательно, если мы наблюдаем в различных З. неодинаковые спектры, то это обозначает лишь то, что эти З. находятся в различных стадиях развития. Развитие З., несомненно, совершается так медленно, что человечеству, вероятно, никогда не удастся пронаблюдать переход какой-либо З. из одного фазиса в другой, и представление о ходе последовательного изменения физического состояния отдельных З. можно надеяться получить лишь при допущении: 1) что, вообще, это изменение происходит и 2) что одновременно наблюдаемые различные физические состояния отдельных З. можно рассматривать как последовательные во времени состояния каждой из них. Задача сводится к тому, чтобы на основании данных физики определить, каково именно теперешнее состояние отдельных З. и в какой именно последовательности совершается переход от одного состояния к другому в каждой отдельной З. При таком взгляде классы спектров не должны быть резко обособлены друг от друга, — это скорее типы спектров, и каждый отдельный наблюдаемый спектр либо принадлежит к одному из этих типичных спектров либо представляет, т. ск., переходный вид от одного типа к другому. Позднейшие наблюдения, действительно, обнаружили много З. с подобными переходного вида спектрами, но они обнаружили и такие спектры, которые не были предусмотрены прежними классификациями. Исследования в земных лабораториях относительно изменчивости спектров различных газообразных веществ в зависимости от условий, при которых вещество доводится до свечения, а кроме того, и новые взгляды на строение и свойства материи, которые характеризуют современные физические теории, привели к заключению, что нам еще трудно с уверенностью судить по спектру о деталях физического состояния атмосфер З., в виду разнообразия факторов, от которых может зависеть наблюдаемый спектр З. Всякая слишком детально разработанная гипотеза относительно последовательных стадий в истории развития З. не может примирить разнообразие взглядов различных исследователей и рискует оказаться не в соответствии с исследованиями ближайшего будущего. Поэтому, когда в последние годы был поднят вопрос об установлении однообразной, международной классификации звездных спектров, то без отношения к каким-либо теоретическим соображениям, просто в виду ее практической целесообразности, была принята следующая классификация, выработанная несколько лет тому назад на обсерватории Гарвард-Колледжа (в Кембридже, С. Ам.), при обработке неск. тыс. зафотографированных спектров З.
| Название спектра (буквенное). | Краткая характеристика. |
|---|---|
| О | Спектры с яркими линиями на фоне непрерывного сп. |
| В | Спектры с темными линиями гелия. |
| А | Широкие линии водорода: прочие линии слабы. |
| F | Линии водорода у́же; много линий других веществ. |
| G | Линии вод. еще у́же, а другие линии еще многочисленнее, чем в спектре F; солнечный спектр. |
| K | Линии класса G еще более усилены; ослабление фиолетового конца спектра. |
| М N |
Спектры с широкими полосами поглощения, соотв. классам III и IV Секки. |
| Q | Особенные или сложные спектры, не подходящие к указанным типам. |
Приведенная последовательность спектров от О до N соответствует красноте З.: З. первых типов — белые, средних — желтые, последних — красные; З. промежуточных видов обозначаются двойными буквами, напр., В5А обозначает спектр, в кот. одинаково выступают линии гелия и водорода. По наиболее распространенному мнению, этот ряд спектров, в общих чертах, характеризует последовательное изменение спектра З. при ее постепенном охлаждении. Исследования яркости различных цветов в спектрах З., на основании недавно найденных физических законов о связи этой яркости с температурою источника света, позволили приблизительно определить и температуры З.; оказалось, что З. белые имеют температуру, в среднем, около 10 тысяч градусов, желтые — около 7 тыс. град., красные — около 4 тыс. град. Наконец, в последние годы было найдено, что загадочные широкие полосы поглощения в спектрах III и IV класса, по Секки, происходят от поглощения света парами химических соединений (а не элементов, как резкие линии спектров).
Движения З. Как уже сказано, взаимное расположение З. на небе меняется, хотя и крайне медленно, так что заметить невооруженным глазом изменение фигур созвездий возможно лишь чрез много тысячелетий; однако, при современной точности астронометрических измерений удалось уже определить более или менее точно скорости видимых движений на небесном своде нескольких тысяч З. Самое быстрое из них составляет 8,7″ в год; след., эта З. (она телескопическая, 8 вел.) переместится на небе на расстояние, равное видимому поперечнику луны или солнца (½ градуса), только в 200 слишком лет. З. в каждом участке неба, напр., в каждом созвездии, движутся, вообще говоря, по самым различным направлениям и с различными угловыми скоростями. Однако, с течением времени, по мере накопления все более точного и обширного материала наблюдений, оказалось возможным среди этих разнообразных движений подметить некоторые закономерности. Оказалось, напр., что есть в небе группы З., имеющие одинаковое движение по направлению и скорости; таковы группы Плеяд, Гиад, пять средних З. ковшика Большой Медведицы (две крайние З. имеют иное движение) и нек. др.; таким образом, были обнаружены, т. ск., семейства З., своим общим движением свидетельствующие об их физической близости и, можно думать, общем происхождении. Оказалось, далее, что на всем небе З., при всем разнообразии их движений, обнаруживают, в общем, некоторую тенденцию удаляться от созвездия Геркулеса; эта тенденция получает вполне естественное объяснение в том, что наше солнце со всей его системой планет движется к этому созвездию, а нам вследствие этого кажется, будто З. удаляются от него, подобно тому, как нам кажется, что предметы по обе стороны поезда убегают от того места, куда движется поезд. В последние годы изучение движений З. привело к дальнейшим заключениям. Оказалось, что даже после учета тех движений их, которые суть только кажущиеся и происходят на деле от движения солнца, остающиеся их собственные (в тесном смысле этого слова) движения (т. наз. motus peculiaris) не вполне беспорядочны, и что в них есть своя закономерность. Каптейн и за ним другие исследователи показали, что эта закономерность такова, что как будто те тысячи З., движения которых были подвергнуты соответственной статистической обработке, образуют в небесном пространстве две группы, два „роя“, взаимно проникающие друг друга и движущиеся в противоположных направлениях; движения же отдельных З. в каждом „рое“ уже совершенно случайны и не обнаруживают какой-либо закономерности. Шварцшильд показал, впрочем, что непосредственные результаты наблюдений могут быть истолкованы и в том смысле, что исследованные З. образуют единый „рой“, но что движения отдельных З. в нем не беспорядочны, как в „роях“ Каптейна, а подчинены некоторому закону, именно, что З., его составляющие, преимущественно движутся вдоль некоторой прямой в ту или другую сторону, и что число З. с иным направлением движения тем меньше, чем больше это направление уклоняется от указанных двух преобладающих направлений. Это преобладающее направление движений в едином „рое“ Шварцшильда совпадает с тем направлением, по которому движутся взаимно проникающие „рои“ Каптейна; оно расположено в плоскости Млечного пути: от северной части созвездия Ориона к созв. Павлина. Еще нет возможности выбора между этими объяснениями наблюдаемых явлений — вопрос нуждается еще в дальнейшей разработке; но приведенные гипотезы указывают, какого рода существенные вопросы могут быть решены при исследовании медленных движений З.
В последние 20 лет широко развилось измерение т. наз. лучевых скоростей З., т.-е. линейных скоростей вдоль линии зрения, по которой мы видим ту или иную З.; это делается при помощи исследования спектров с применением принципа Допплера-Физо (см. XVIII, 632/3). Эти измерения показали, что скорости З. составляют, вообще говоря, несколько десятков километров в секунду, следовательно, это скорости — в роде скоростей планет и комет в солнечной системе. К настоящему времени известны лучевые скорости свыше тысячи более ярких З. во всех областях неба; из них, независимо от исследования видимых движений З. поперек линии зрения (см. выше), были определены направлeние движения солнечной системы в пространстве и скорость этого движения; она оказалась около 19—20 килом. в секунду, т. е. около двух поперечников земной орбиты в год. После учета того влияния, которое оказывает на лучевые скорости различных З. это движение солнца, оказалось, что остающиеся затем собственные движения З. обнаруживают некоторую связь с их спектрами, именно — средняя скорость З. спектрального типа В (см. выше) оказывается около 6 килом. в сек., скорости же следующих типов (A, F… и т. д.) постепенно все больше и у З. типа М достигают 16 килом. в сек. Это есть пример тех закономерностей, которые в последнее время постепенно выясняются между различными явлениями в области звездного мира и указывают, конечно, на какие-то, пока еще не вполне обнаруженные, законы его развития. — Скорость кажущегося углового перемещения З. по небесной сфере зависит как от действительной линейной скорости движения их поперек линии зрения, так и от расстояния их от солнечной системы; естественно поэтому ожидать, что З. с заметным собственным движением, в среднем, ближе к нам, чем З., медленно движущиеся; вот почему для определения параллаксов выбираются З. с заметным собственным движением на ряду с З. более яркими и, след., тоже можно думать, более близкими. Эти естественные соображения в отдельных случаях иногда не оправдываются; напр., Арктур (α Волопаса), одна из самых ярких З. неба и с значительным движением, 2″ в год, имеет, однако, едва измеримый параллакс в 0,03″, соответствующий расстоянию в 1.000 билл. килом.; но в среднем эти соображения должны быть верны. На основании материала, полученного к последнему времени, Каптейн вывел следующую таблицу, указывающую зависимость параллакса от яркости З. и собственного движения.
| Собств. движение в год. | Звездные величины. | ||||
|---|---|---|---|---|---|
| 1,0 | 3,0 | 5,0 | 7,0 | 9,0 | |
| Параллаксы. | |||||
| 0,0″ | 0,09″ | 0,00″ | 0,00″ | 0,00″ | 0,00″ |
| 0,1″ | 0,03″ | 0,02″ | 0,02″ | 0,02″ | 0,01″ |
| 0,2″ | 0,05″ | 0,04″ | 0,03″ | 0,03″ | 0,02″ |
| 0,5″ | 0,10″ | 0,08″ | 0,06″ | 0,05″ | 0,04″ |
| 1,0″ | 0,15″ | 0,13″ | 0,10″ | 0,08″ | 0,07″ |
| 2,0″ | 0,25″ | 0,21″ | 0,17″ | 0,14″ | 0,11″ |
| 4,0″ | 0,41″ | 0,34″ | 0,28″ | 0,23″ | 0,19″ |
След., напр., для З. 5-ой вел. с собств. движением 1,0″ в год параллакс в среднем равен 0,10″. Из таблицы видно, что расстояния З. в большей степени характеризуются их собственными движениями, чем их кажущейся яркостью.
З. двойные суть такие З., которые для простого глаза или в трубу, но при слабом увеличении, представляются простыми, а при сильных увеличениях оказываются состоящими из двух очень близких друг к другу З. Более яркая З. в паре наз. главной З., более слабая — спутником. Эта близость может быть только кажущейся (оптические дв. З.) и происходить от того, что обе З., даже весьма удаленные друг от друга, расположены почти на одной прямой линии с землей и видны, след., почти по одному и тому же направлению; но есть и такие дв. З., в которых обе З., составляющие пару, действительно, близки одна к другой. Это обнаруживается тем, что относительное положение их со временем меняется, и именно так, что одна за несколько лет или десятков либо сотен лет обходит вокруг другой по эллипсу. Это движение показывает, что мы имеем здесь две З., взаимно притягивающиеся и движущиеся около их общего центра тяжести. Распространяя на них закон Ньютона, выведенный из движений нашей солнечной системы, можно определить расположение в пространстве, форму и размеры (т.-е. эксцентриситет эллипса и размеры его большой полуоси в секундах дуги) истинной орбиты, по которой одна З. движется вокруг другой, и время обращения, а если к тому же известно и расстояние этих З. от нас, то и действительные размеры орбит и общую массу (или вес) обеих З. Так, напр., найдено, что общая масса (или общий вес) Сириуса и его спутника в 3½ раза более массы (веса) нашего солнца. Число известных ныне дв. З. очень велико (свыше 17 тысяч), но большинство из них еще слишком мало переместилось взаимно с того времени, как их начали наблюдать (первые наблюдения дв. З. вообще — В. Гершеля — относятся ко 2-ой половине XVIII в.), чтобы их можно было признать не оптическими; а из числа тех, действительная близость которых удостоверена, лишь немногие (около пяти десятков) достаточно переместились за все время наблюдения их, чтобы можно было определить их орбиты. Кроме дв. З., у которых с большей или меньшей легкостью, в зависимости от величины трубы и увеличения, можно видеть обе З., составляющие пару (визуальные двойные З.), существуют и такие, двойственность которых обнаруживается не непосредственно, а косвенно, именно: 1) или периодическим изменением общей их яркости (см. далее — переменные З. типа Алголя); у таких З. либо одна не видна по своей крайней слабости либо обе так близки одна к другой, что в самые сильные трубы не разделяются; 2) или тем, что З. периодически изменяет немного свое место на небе (прямое восх. и склонение); дело в том, что в дв. З. ни одна З. не стоит неподвижно, но обе вращаются в одно и то же время около их общего центра тяжести; посему место каждой З. на небе периодически меняется; такие изменения были обнаружены еще Бесселем у Сириуса (α Большого Пса), и исследования Ауверса дали возможность определить орбиту его и период (ок. 50 л.); впоследствии Кларк, действительно, нашел у него спутника, которого раньше не могли видеть (в более слабые трубы), т. к. он очень слаб в сравнении с блестящей главной З.; то же самое повторилось и с Прокионом (α Малого Пса); 3) или, наконец, посредством спектрографическ. наблюдений (спектральные двойные З.); дело в том, что, по т. наз. принципу Допплера-Физо (см. XVIII, 632), можно по исследованию положения в спектре З. темных линий сравнительно с положением их в спектре земного источника света определить скорость движения З. к земле или от земли; и если наблюдения показывают, что эта скорость не постоянна, а периодически меняется (влияние движения земли вокруг солнца принимается при этом в расчет), то это служит указанием, что З. обращается вокруг некоторой точки, а так как по принципам механики это может происходить лишь от притяжения З. каким-либо близ находящимся телом, то и заключают из таких измерений, что исследуемая З. двойная. Почти у всех спектральных двойных З. одна З. в паре бывает значительно ярче другой, так что только ее спектр и можно исследовать; лишь у немногих бывает сложный спектр, происходящий от наложения друг на друга двух спектров, если обе З. пары мало разнятся по яркости. Спектральные двойные З. так близки друг к другу, что они при рассматривании в трубы при самых сильных увеличениях представляются простыми, не двойными. По измерению спектра для них также можно определить время обращения, эксцентриситет эллипса, который более яркая З. описывает около общего центра тяжести и (с некоторой неопределенностью) размер эллипса в километрах. Число известных ныне спектральных дв. З. свыше 300 (число всех более ярких З., для которых исследовано движение по лучу зрения, свыше тысячи), и из них для 70 слишком определены орбиты. Для визуальных дв. З. время обращения составляет несколько лет (самое короткое из ныне известных 5,7 года), для большинства спектральных — несколько дней (самые короткие — несколько часов). Сопоставление продолжительности обращения и эксцентриситета орбиты обнаруживает определенную зависимость между этими величинами, как видно из следующей таблицы:
| Средний период. | Средний эксцентр. | |
|---|---|---|
| Спектральные двойные | 2,59 дня | 0,04 |
| 6,90 | 0,14 | |
| 73,5 | 0,36 | |
| 20,5 лет | 0,38 | |
| Визуальные | 32,8 | 0,48 |
| 108,1 | 0,51 |
З. переменные. Так называются З., яркость которых периодически меняется. По характеру изменения яркости их можно разделить на несколько классов: 1) Т. наз. переменные типа Алголя (собственное название β Персея); в этих З. яркость большую часть периода остается неизменной либо меняется очень мало (напр., на 0,1 зв. вел.), затем быстро, за несколько часов, уменьшается более или менее значительно (от 1 до, прибл., 4-х зв. величин) и затем З. тем же темпом возвращается к нормальной яркости; напр., у Алголя яркость 2 д. 12 ч. остается почти неизменной, затем за 4½ часа уменьшается в 3 раза, а в следующие 4½ ч. возвращается к нормальной. Таких З. известно в настоящее время больше сотни. Их периоды, а также характер изменения яркости отличаются замечательным постоянством. Продолжительность периода обыкновенно несколько дней (самый короткий ок. 13 часов, самый длинный ок. 9 мес.). Причина изменения яркости заключается в том, что эти З. суть двойные З. (см. выше; у более ярких из них двойственность подтверждена исследованием спектров), и плоскость орбиты их расположена в пространстве так, что в течение каждого обращения бывает время, когда одна З. становится между солнечной системой и другой З. и отчасти (или целиком) закрывает от нас эту последнюю, так что яркость последней, а след., и совокупная яркость обеих З., уменьшается; значит, мы имеем здесь нечто подобное тому, что происходит при солнечных затмениях, когда луна уменьшает блеск солнца, закрывая часть его диска. Степень уменьшения яркости зависит, понятно, от того, какая доля диска одной З. закрывается от нас другою, и от относительной яркости обеих З. Иногда в минимуме яркости она остается некоторое время неизменной: это значит, что происходит на это время полное покрытие одной З. другою; вообще говоря, во время каждого обращения яркость должна уменьшаться два раза: раз, когда одна З. покрывает другую, и второй — когда первая заходит за вторую; наблюдения показывают, что один из этих минимумов обыкновенно бывает так слабо выражен, что еще далеко не у всех З. его удалось обнаружить; эта особенность объясняется тем, что в большинстве случаев у З. этого типа одна З. значительно слабее другой и, когда слабая З. закрыта яркой, то ослабление общего блеска их бывает очень мало. Некоторые второстепенные причины усложняют это самое простое явление в области переменных З. З. этого класса все белые и имеют спектры типа А; возможно из фотометрических наблюдений определить среднюю плотность этих пар З.; она оказывается в несколько раз меньше средней плотности солнца. По характеру изменения яркости к З. типа Алголя близко стоят немногочисленные переменные типа β Лиры, у которых в течение периода бывает два явственно выраженных минимума и два максимума, но не бывает времени, когда яркость не меняется; напр., у β Лиры через 3¼ дня после минимума наступает максимум яркости, потом еще через 3 дня второй минимум, при котором, однако, З. не так сильно ослабевает, как при главном, потом еще через 3¼ дня второй максимум, равный первому, и, наконец, почти через 3½ дня после него главный минимум, — и затем ряд этих изменений повторяется (период равняется почти 13 дням). Такое непрерывное изменение яркости объясняют тем, что в этих, тоже двойных, З. обе звезды пары почти прикасаются одна с другой или, может быть, в иных случаях отчасти даже слиты, так что при вращении всей системы не бывает времени (или оно бывает непродолжительно), когда одна из З. хотя немного не закрывает другой. 2) Переменные типа δ Цефея. Они характеризуются тем, что в течение периода, обнимающего обыкновенно несколько дней, бывает один максимум и один минимум яркости, при чем увеличение яркости происходит быстрее, чем уменьшение ее; изменение яркости не велико, около 1 зв. величины, не более 2-х зв. вел.; самый длинный период — около 1½ мес. В последние годы найдено несколько З., по характеру изменения яркости примыкающих к этому классу, но отличающихся очень коротким периодом, в несколько часов (самый короткий — 3¼ часа, вообще, самый короткий из всех переменных З.). Спектрографические исследования З. типа δ Цефея показали, что это тоже двойные звезды, и период обращения одной З. пары вокруг другой совпадает с периодом изменения яркости. Можно думать поэтому, что это изменение связано с движением З. в паре; но только здесь оно происходит ни в каком случае не от закрывания одной З. другою. Причина изменения яркости еще не вполне выяснена; возможно удовлетворительно представить его, если допустить, что у одной из З., движущихся по эллипсу, передняя (по направлению ее движения) сторона ярче задней; это может происходить оттого, что З. движутся в какой-либо среде, оказывающей сопротивление движению (газ или метеоры), и передняя сторона З. разогревается более задней, встречая сопротивление; но может быть, различная яркость различных сторон З. происходит и от иной причины; для решения вопроса нужны еще дальнейшие исследования. З. этого класса — более или менее желтые и преимущественно имеют спектры типов F и G. Ныне таких З. известно свыше 150. 3) Самый многочисленный класс переменных З. — это З. типа ο Сеti (или Mira Ceti — Удивительная З. Кита). Они характеризуются длинным, в несколько месяцев, не вполне постоянным периодом и значительным изменением яркости, в несколько зв. величин, также не при каждом максимуме одинаковым; увеличение яркости обыкновенно происходит быстрее, чем уменьшение ее. Напр., ο Кита достигает в максимуме 2-ой — 4-ой зв. вел., примерно за 6 месяцев яркость убывает до 9-ой вел. и затем за 5 мес. З. опять достигает максимума; ее годичный параллакс, по опред. Костинского, равняется лишь 0,02″; отсюда следует, что в минимуме З. светит, как наше солнце, а в максимуме, как сто-двести наших солнц. З. этого класса — более или менее красные; их спектры принадлежат обыкновенно к типу М и содержат яркие водородные линии. Причина их изменчивости неясна; вероятно, она заключается в значительных изменениях поверхности З., — может быть, подобных тем, которые мы наблюдаем на солнце, в его пятнах, но развивающихся в грандиозном масштабе. 4) З., неправильно меняющие свой блеск; обыкновенно они долгое время сохраняют неизменную яркость, затем изменяются, возрастая или ослабевая, и чрез некоторое время опять возвращаются к прежней яркости; эти изменения происходят очень неправильно, не чрез определенные промежутки времени, так что нельзя говорить о периоде, и нередко бывают незначительны, меньше звездной величины, так что и само обнаружение их бывает затруднительно; таковы α Ориона, α Геркулеса и др. Цвет их — более или менее красный. — Число всех ныне известных переменных З., рассеянных по всему небу, достигает 2 тысяч; кроме того, свыше 1½ тысяч найдено на сравнительно небольшом пространстве неба — в т. наз. Мегеллановых облаках. Многие из переменных З., открытых в последние годы при помощи фотографии, так слабы, что характер изменения их блеска еще не мог быть исследован, т. к. для этого нужны сильные трубы; однако, около тысячи переменных З. в настоящее время более или менее тщательно, для определения их типа, уже исследованы.
Новые З. Так называются З., вспыхивающие там, где перед тем не было никакой видимой З. или была очень слабая З., и после некоторого времени опять угасающие. Таких явлений насчитывается с 1572 года (когда появилась т. наз. новая З. Тихо Браге) до настоящего времени свыше двух десятков. Что они не суть в точном смысле новые, было доказано не на всех, но сходство явлений, наблюдаемых при появлении каждой такой З., дает право думать, что они все, действительно, не новые, а (как их иногда и называют) временные З. Время, в течение которого они достигают наибольшей яркости, очень коротко — несколько часов; затем некоторое время (неск. дней или недель) блеск их остается почти без изменения (или слегка колеблется) и, наконец, З. начинает постепенно ослабевать и через несколько недель или месяцев достигает предельной яркости, в которой и остается на неопределенное время. Иногда при ослабевании яркость колеблется периодически, но постепенно эти колебания исчезают. Спектр этих З. содержит обыкновенно темные и светлые линии. Вместе с ослабеванием блеска ослабевает и непрерывный спектр, и, наконец, остаются лишь одни светлые линии, подобные спектральным линиям некоторых туманностей. Относительно причины этих явлений предложено несколько гипотез, но указать вероятную трудно. По одной, напр., эти З. суть уже довольно охладившиеся и покрывшиеся темной корой; в случае разрыва этой коры, который может произойти либо от столкновения З. с каким-нибудь небесным телом либо даже только от большого приближения последнего, внутренняя расплавленная масса выступает наружу, раскаляет более или менее кору, что для нас и обнаруживается увеличением блеска; по другой гипотезе, здесь мы имеем дело с результатами химических соединений, возможных вследствие достаточного охлаждения З., но совершающихся с выделением тепла (и света); по третьей, наконец, эти явления происходят оттого, что достаточно охладившиеся и потому не видные или еле видные нам З. загораются, вступая в своем движении по небесному пространству в туманность, состоящую из каких-либо газообразных веществ, или же в облако космической пыли либо метеоров; быстрое развитие света и, конечно, тепла происходит, след., так же, как в случае метеоров в нашей земной атмосфере. Последняя гипотеза в особенности пользуется в последнее время вниманием астрономов, со времени появления новой З. в Персее в 1901 г., вокруг которой, после того как она уже значительно ослабела, была зафотографирована слабосветящаяся туманность.
Кроме З., наш глаз замечает также на небесном своде светлую полосу, опоясывающую все небо и в той части его, которая видна в наших широтах, проходящую чрез созвездия Стрельца, Змееносца, Орла, Лебедя, Кассиопеи, Персея, Возничего, Близнецов, Единорога. Эта полоса — т. наз. Млечный путь (см.). Кроме того, мы усматриваем кое-где на небе более или менее тесные скопления З. (см.), в которых на сравнительно небольшом пространстве находится множество ярких или слабых З., как, напр., Плеяды в созв. Тельца, Praesepe в созв. Рака, Волосы Береники и др. В некоторых местах неба замечаются неясной формы более или менее светлые туманные пятна, как, напр., в Персее (между η Персея и δ Кассиопеи), в Андромеде (между δ Андр. и Кассиопеей), в Орионе (около ι Ориона) и др. Это суть либо, опять-таки, скопления З. либо туманности (см.), которые и в трубы представляются также светлыми облачными пятнами, иногда прихотливо-неправильного строения (напр., туманность Ориона), часто же более или менее правильной (часто спиральной) формы. Таких предметов (видных только в трубы) насчитывается на небе несколько тысяч. При этом иные в слабые трубы имеют вид туманностей, в более же сильные разлагаются на отдельные З., иные же и в самые сильные трубы имеют, все же, вид туманностей. В силу этого одно время предполагалось, что все такие туманности суть не более, как звездные скопления, не разложимые на отдельные З. только вследствие недостаточной силы наших труб, но исследования спектров этих небесных тел показали, что есть существенная разница между звездными скоплениями, хотя бы и не разлагающимися на З. в наших трубах, и собственно туманностями. Эта разница заключается в том, что первые имеют спектр З., т. е. у них на фоне непрерывного спектра имеются темные линии, — значит, в них светят главным образом, если не исключительно, З., у последних же, собственно туманностей, спектр состоит из отдельных светлых линий; a это показывает, что эти тела представляют огромные массы светящихся газов, a не скопления таких светил, как З. О распределении на небесной сфере З., скоплений, туманностей и относительно мнений о распределении их в небесном пространстве см. строение вселенной.
Литерaтурa: Newcomb-Engelmann, „Populäre Astronomie“ (4-ое изд., 1911); S. Newcomb, „The stars“ (1910); o физ. строении З.: J. Scheiner, „Populäre Astrophysik“.