10
щению линий в спектре), можно оценить расстояние и
для более далеких звезд, но только статистически, для
однородных групп звезд. Из расстояния и видимого
блеска нетрудно определить светимость, которая выра-
жается или в единицах светимости Солнца, или в абсо-
лютных величинах (т. е. звездной величине, которую
звезда имела бы на расстоянии 10 пс). Видимая т и
абсолютная величина М связаны друг с другом форму-
12
лбй ///о = 2,512 м - ,£ = 102/г 2 , где / — блеск звезды на
дампом расстоянии и / 0 — на расстоянии в 10 пс. Про-
логарифмировав эту формулу, получим: 0,4 (М—т) =
= 2—2 1 gr 9 откуда lgr = 0,2 (пг — М) + 1. Итак, рас-
стояние определяется величиной т — М, называемой
модулем расстояния. К несчастьк), видимая величина
обычно бывает существенно ослаблена поглощением све-
та в межзвездной пылевой среде, учитывать которое
необычайно трудно. Поглощение света ведет также и к
покраснению звезд, ибо синие лучи поглощаются меж-
звездной средой сильнее, чем красные.
Светимость некоторых звезд можно определить и не
зная расстояний, например, по особенностям спектра, по
периоду изменения блеска. Наконец, светимость членов
скоплений можно определить, зная расстояния скопле-
ний,- о методах определения которых речь будет ниже.
О температуре говорит прежде всего спектр звезды:
распределение энергии в нем, расположение и интенсив-
ность темных линий. Спектры звезд, согласно класси-
фикации, разработанной в Гарвардской обсерватории
(США) в начале нашего века, делятся на семь основных
классов: О, В, A, F, G, К, М, причем звезды О — самые
горячие (температура поверхности около 30 000°), а М—
самые холодные (3000°). Множество сведений о звездах
может извлечь астроном из узкой полоски спектра, не-
даром для спектральных работ и выделяется львиная
доля дорогого наблюдательного времени больших реф-
лекторов. Это не только значения температуры и
светимости, но и химический состав, движения газов в
атмосфере, магнитное поле, вращение, скорость движе-
ния по лучу зрения. О распределении энергии в спектре
и тем самым о температуре звезды может рассказать и
показатель цвета — разность звездных величин в двух
участках спектра, чаще всего в желтой и синей (B—V).
Определение звездных величин гораздо менее трудо-
емко, чем получение спектра; за время, нужное для по-
лучения спектрограмм, можно получить показатели цве-
та на 5—6 величин более слабых звезд. Широкое вне-
дрение, начиная с 50-х годов, фотоэлектрической фото-
метрии и стандартных светофильтров привело к тому,
что точность звездной фотометрии достигает сейчас
0,01—0 т ,001, и результаты разных исследователей
строго сопоставимы друг с другом. Однако на показате-
ли цвета влияет межзвездное «поглощение света, от чего