КЛАССИКИ
ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ
ν- -^

к л а с ей к и
ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ
МАТЕМАТИКА
МЕХАН ИКА
ФИ 3 ИКА
АСТРОНОМИЯ
:лЛ/Чл=
ГОСУДАРСТВЕННОЕ ИЗДАТЕЛЬСТВО
ТЕХНИКО-ТЕОРЕТИЧЕСКОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
МОСКВА 1954

ААБЕЛОПОЛЬСКИИ
Астрономические
труды
НАУЧНО-БИОГРАфИИЕСКИЙ
ОЧЕРК
И КОММЕНТАРИИ
О.Я. МЕЛЬНИКОВА
aA/W:
ГОСУДАРСТВЕННОЕ ИЗДАТЕЛЬСТВО
ТЕХНИКО-ТЕОРЕТИЧЕСКОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
МОСКВА 1954

Аристарх Аполлоноёич
БЕЛОПОЛЬСКИЙ
(1854-1954)
НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ
ОЧЕРК

АРИСТАРХ АПОЛЛОНОВИЧ БЕЛОПОЛЬСКИЙ
(1854—1934)

Аристарх Аполлонович Белопольский являлся одним
из виднейших учёных XIX и XX вв. Вместе со своим
учителем Ф. А. Бредихиным А. А. Белопольский был
пионером новой науки — астрофизики. Всю свою жизнь он
посвятил наблюдательной астрофизике. Он всегда считал,
что окончательный ответ на тот или иной вопрос
астрофизики должна дать практика, т. е. наблюдения и
лабораторные опыты. Но наряду с этим А. А. Белопольский
всегда придавал большое значение теории. Будучи
учёным-материалистом, он решительно возражал против
идеалистических толкований явлений природы и, в
частности, астрономических явлений, и указывал, что подобные
толкования всегда приводили к противоречиям с
наблюдениями.
В своих исследованиях А. А. Белопольский оставался
строго последовательным. Используя результаты своих
наблюдений, А. А. Белопольский смог предсказать целый
ряд явлений, понятых лишь в последние годы. Сюда
прежде всего следует отнести явления, наблюдаемые на
поверхности Солнца, на звёздах (особенно переменных и
новых), а также и явления, наблюдаемые при изучении
спектров различных небесных тел. Результаты
замечательных лабораторных опытов, поставленных А. А. Белополь-
ским, составили яркую страницу в истории отечественной
физики и астрофизики.
Можно смело сказать, что всю свою сознательную
жизнь А. А. Белопольский отдал своей любимой науке —
астрофизике. Он считал, что, как и любая истинная наука,
астрофизика должна служить народу, Родине,

Α. Α. Белопольский у 30-дюймового (76 см)
рефрактора в Пулкове (1932 г,),

Н\УЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
9
В журнале «Огонёк» А. А. Белопольский в 1927 г.
в автобиографическом очерке описал свою жизнь *). Ниже
приводится часть этого очерка в пересказе С. Н. Блажко **).
«Я родился в Москве 1 [13] июля 1854 года.
Воспитание получил у родителей. Отец происхождения
сербского. Один из предков по фамилии Нестерович
переселился из города Белополье в Россию. Отец по неимению
средств университета не окончил и поступил на службу
во 2-ю гимназию надзирателем за приходящими учениками.
Мать получила уроки музыки в Елизаветинском инсти-
Одиннадцати лет я поступил в гимназию. До б-го
класса учился хорошо, хотя на приготовление уроков не
тратил много времени. Но на выпускном экзамене
провалился и должен был остаться в нововведённом тогда
8-м классе. По окончании гимназии поступил в
Московский университет на физико-математический факультет
(1873—1877 гг.). Как в гимназии, так и в университете
я учился бесплатно (кроме года поступления, за который
пришлось внести добытые уроками деньги). В гимназии
со второго года пребывания начал давать уроки,
репетируя с малоуспевающими учениками. Нередко случалось,
что родители или опекуны ухитрялись оставлять уроки
неоплаченными. В этих случаях иногда в дело
вмешивалась мать.
Весьма удачно в вакационное время после 1-го курса
в университете я попал на кондицию к известному в
Москве меценату Савве Ивановичу Мамонтову. В имении
Абрамцево я провёл в среде художников и музыкантов
целое лето. Там познакомился с Репиным,
Васнецовым, Невревым и др. И. Е. Репин был, между прочим,
одним из адептов моего отца в смысле гигиенического
образа жизни, т. е. тоже спал при открытых окнах зиму
и лето.
*) А. А. Белопольский, журнал «Огонёк» № 43/239
от 23 октября 1927 г.
**) С. Н. Блажко, Труды ГАИШ 17, 50, 1941.
***) У А. А. Белопольского было два брата: Олимп ц
Александр (прим. ред.).

10
О. А. МЕЛЬНИКОВ
В вакационное время между 2-м и 3-м курсом я,
следуя своему влечению к практической механике, выпросил
разрешение работать в мастерской по ремонту
локомотивов при Ярославской железной дороге. Проработал я
месяца два или три. По окончании курса в университете
(я слушал Бредихина, Давидова, Бугаева, Слудского,
Столетова, Орлова) директор астрономической обсерватории
Ф. А. Бредихин предложил мне на лето заняться
систематически фотографией солнечной поверхности при помощи
фотогелиографа. Я охотно принял это предложение, имея
некоторый опыт в фотографии. Таким образом случайно
я сделался астрономом. Осенью я был представлен
к оставлению при университете для подготовки к
профессорскому званию по кафедре астрономии со
стипендией. В 1879 г. получил место сверхштатного ассистента
при астрономической обсерватории.
При вступлении в жизнь судьба вновь поставила меня
в соприкосновение с исключительно выдающейся средой.
Во главе обсерватории стоял Ф. А. Бредихин,
высокоталантливый профессор и замечательный учёный. Наши
еженедельные собрания по воскресеньям (1877—1881 гг.)
у Бредихиных оставили неизгладимое воспоминание и
оказали сильное влияние на моё научное развитие. Собственно,
тут начался для меня настоящий университет. Мои
занятия в обсерватории посвящены были систематическим
исследованиям процессов на солнечной поверхности (пятна,
протуберанцы) и астрометрии (меридианный круг). По
этим вопросам в «Анналах» Московской обсерватории
напечатано 15 работ и 13 в иностранных журналах.
В 1886 г. я защитил диссертацию на степень магистра
астрономии («Пятна на Солнце и их движение»). В 1888 г.
был зачислен адъюнктом астрономии при Государственной
астрономической обсерватории в Пулкове (директор
О. Струве)».
В этом кратком биографическом очерке описана жизнь
и научная деятельность Аристарха Аполлоновича до
перехода в 1888 г. в Пулковскую обсерваторию.
Весь московский период жизни и научной работы
Аристарха Аполлоновича протекал под руководством одного

Α. Α. Белопольский — студент (Москва, 1876 г.).

12
О. Л. МЕЛЬНИКОВ
из основоположников отечественной и мировой астрофизики
Ф. А. Бредихина.
Работая в Московской обсерватории, Аристарх Апол-
лонович наблюдал за положениями избранной группы
звёзд с помощью меридианного круга. На этом же
инструменте он производил наблюдения больших (Марс, Уран)
и малых (Виктория, Сафо) планет, а также комет (1881 Ь,
1881с). Там же после окончания университета, с 1877 г.
по 1888 г., он производил систематическое
фотографирование Солнца. Инструментом служил четырёхдюймовый
фотогелиограф Дальмейера. В этой работе большую
помощь А. А. Белопольскому оказал В. К. Цераский,
бывший в то время ассистентом Московской обсерватории.
Наблюдения на фотогелиографе помогли приобрести опыт
в фотографировании, а полученный материал послужил
Белопольскому основой для магистерской диссертации
«Пятна на Солнце и их движение», которую он защитил
в 1886 г.
К этому времени наблюдениями за пятнами было
установлено уменьшение угловой скорости вращения Солнца
от экватора к полюсам и при переходе из глубоких слоев
во внешние.
Для выяснения физической причины своеобразного
характера вращения Солнца А. А. Белопольский провёл
сложный лабораторный эксперимент. Этот эксперимент
состоял в том, что наблюдался момент прохождения через
«меридианы» частиц стеарина, взвешенных во
вращающейся жидкости, наполнявшей стеклянный шар. Идея
этого эксперимента была навеяна исследованиями Η. Е.
Жуковского. Полученный результат оказался совпадающим
с тем, что было выведено Шперером из наблюдений за
движением солнечных пятен: угловая скорость вращения
поверхностного слоя для жидкости в шаре была
представлена формулой, до некоторой степени напоминающей
формулу угловой скорости вращения Солнца:
ξ — а — Ъ sin2 φ = (а — b) ~\- b cos2 φ,
где φ — гелиографическая широта, а и Ъ — постоянные.
Эта работа, опубликованная в «Анналах» Московской

Α. Α. Белопольский (Москва, 1886 г.).

14
О. А. МЕЛЬНИКОВ
обсерватории в 1888 г., была доложена в 1890 г. на съезде
русских естествоиспытателей и врачей.
В 1884 г. с помощью гелиографа А. А. Белопольский
фотографировал лунное затмение. Обработка фотографий
позволила ему определить радиус земной тени.
Уже в 1883 г. Аристарх Аполлонович в Московской
обсерватории сделал первые в России опыты по прямому
фотографированию звёзд. Со скромным объективом
диаметром 46 мм (относительное отверстие^ 1:4) он за два
с половиной часа получил на пластинке изображения звёзд
до 8W,5. Для малочувствительных бромистых пластинок
того времени и небольшого отверстия объектива это было,
повидимому, пределом.
Чтобы отобрать объектив, наиболее подходящий для
астрофотографических работ, А. А. Белопольский в 1884 г.
исследовал целую серию фотографических объективов.
Отобранные четыре объектива он вместе с объективом
фотогелиографа использовал во время полного солнечного
затмения 1887 г. в г. Юрьевце (б. Костромской губ.).
Хотя погода не вполне благоприятствовала наблюдениям,
Аристарх Аполлонович получил хорошие фотографии
внутренней короны. Оригинальным в его установке было то,
что четыре объектива, имеющих разные отверстия и
фокусные расстояния, были заключены в общую камеру, так
что четыре фотографии короны получились на одной и
той же пластинке. Результаты этих наблюдений были
опубликованы в «Анналах» Московской обсерватории.
А. А. Белопольский вместе с Ф. А. Бредихиным
производил в Московской обсерватории также и визуальные
наблюдения спектров протуберанцев с помощью проту-
беранц-спектроскопа, монтированного на 9-дюймовый
рефрактор (в 1881 г.). Эти наблюдения носили, повидимому,
учебный характер.
Мы видим, что московский период научной
деятельности Аристарха Аполлоновича был весьма разнообразным.
До 1881 г. особенно интересными были воскресные
собрания у Бредихиных, где бывали лучшие представители
московских учёных (математики, физики, астрономы
и т. д.). Позднее не менее интересными были и встречи

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
15
у Цераских, где круг собиравшихся был ещё более
разнообразен (математики, историки, философы, музыканты
и художники). Многие учёные и в их числе астрономы,
посещавшие эти частные собрания, были одновременно
активными участниками различных научных обществ. Так,
Ф. А. Бредихин был связан с Обществом испытателей
природы, а впоследствии был его президентом (в 1864 г.),
он же был одним из основателей Московского
математического общества. В. К. Цераский часто делал доклады
в Обществе любителей естествознания, антропологии и
этнографии. Там же выступал и А. А. Белопольский,
состоявший членом Общества исследователей природы,
Общества любителей естествознания и Математического
общества (в Москве).
К 1888 г., в конце московского периода жизни и
деятельности, А. А. Белопольский был уже известным
учёным и имел большие навыки в области научной
фотографии и её применения к решению задач астрофизики.
Помимо этого, ещё будучи студентом и работая в
каникулярное время механиком в железнодорожных мастерских,
а позднее и в мастерских обсерватории, Белопольский
приобрёл большие знания и опыт в конструировании и
изготовлении различных инструментов.
Кроме активной научной и производственной работы
А. А. Белопольский занимался также и преподаванием.
Он читал в Московском университете лекции по теории
астрономических инструментов (1887 г.), а на Высших
московских женских курсах при 3-й гимназии —
сферическую и теоретическую астрономию (1885 г.).
Всё это привело к тому, что ко времени перехода
в Пулковскую обсерваторию А. А. Белопольский был
вполне самостоятельным учёным, подготовленным к
постановке и практическому решению новых научных проблем.
Переход А. А. Белопольского в Пулковскую
обсерваторию на должность адъюнкт-астронома состоялся в 1888 г.
Первоначально по обсерваторской традиции Аристарху
Аполлоновичу были поручены меридианные наблюдения
на большом пассажном инструменте и их обработка. Помимо
этого он обрабатывал старые наблюдения А. Ф. Вагнера,

16
О. А. МЕЛЬНИКОВ
сделанные на том же инструменте. Из этих
абсолютных наблюдений Белопольский вывел надёжные
параллаксы ряда ярких звезд (опубликовано в 1889 г.). Таким
образом, первые годы работы в Пулкове Аристарх Апол-
лонович занимался астрометрией и за короткий срок
сделал важные исследования.
Только через два года А. А. Белопольский смог
заняться своей любимой наукой — астрофизикой. В 1891 г.
он был назначен на должность астрофизика, которую
с 1882 по 1889 г. занимал Б. Гассельберг, а после ухода
последнего она оставалась вакантной. Астрофизические
исследования начались в Пулкове ещё в 1868—1875 гг.,
но лишь после того, как астрофизикой стал заниматься
А. А. Белопольский, имевший в своём распоряжении
большие инструменты, исследования по астрофизике были
включены в число главных задач обсерватории.
В этот период в Пулковской обсерватории произошла
важнейшая реорганизация. Новый директор Ф. А.
Бредихин, сменивший О. Струве, открыл двери обсерватории
для талантливых молодых воспитанников русских
университетов, которые раньше или совсем не допускались
к научной работе или им поручали чисто техническую и
вычислительную работу. Впервые со времени основания
обсерватории её ежегодные отчёты стали выходить на
русском языке.
В последнее десятилетие XIX в. работы по
астрофизике сосредоточились в основном в Пулковской
обсерватории, так как университетские обсерватории,
оборудованные скромными инструментами, уже не могли с ней
конкурировать. Руководил этими работами А. А. Бело-
польский.
Приступив к работе, Белопольский прежде всего
восстановил запустевшую астрофизическую лабораторию,
расположенную с 1886 г. в специальном двухэтажном
здании и хорошо оборудованную (диффракционный
спектрограф, двухпризменный спектрограф, установка с
вогнутой решёткой, имеющей радиус кривизны 6,4 м,
разнообразные источники спектров и т. д.). В 1891 г.
Аристарх Аполлонович получает заграничную командировку

Α. А, Белопольский (Пулково, 1890 г.).

18
О. А. МЕЛЬНИКОВ
для заказа у Репсольда (в Гамбурге) монтировки,
а у братьев Анри (в Париже) объектива 13-дюймового
«нормального астрографа». Этот инструмент был
изготовлен и доставлен в Пулково в 1893 г. Его установку,
испытание и первые снимки на нём сделал А. А. Бело-
польский. С тех пор инструмент работал успешно до
разрушения Пулковской обсерватории во время Великой
Отечественной войны. В 1948 г. нормальный астрограф
был восстановлен и вступил в строй.
Начиная работы по астрофизике, Pl. А. Белопольский
приступил к визуальным наблюдениям за спектрами
протуберанцев с помощью привезённого из Москвы проту-
беранц-спектроскопа, монтированного на гелиометре. Он
неоднократно наблюдал в мощных извержениях обращение
линий, в частности линий металлов.
Параллельно с этой работой А. А. Белопольский
заказал, а частью также изготовил собственными силами
с помощью мастерской обсерватории новое астроспектроско-
пическое оборудование. Тщательно исследовав эти
инструменты, Аристарх Аполлонович последовательно монтирует
их на всё более крупные телескопы, начиная с
19-сантиметрового гелиографа и кончая 76-сантиметровым рефра-'
ктором, используя их в качестве питающих систем. При
этом все спектроскопы были фактически спектрографами,
т. е. были рассчитаны на применение фотографии.
В девяностых годах XIX в. сухие фотопластинки
окончательно вытеснили менее удобные и менее
чувствительные фотопластинки, изготовлявшиеся мокро-коллоидным
способом. Работая в эти годы в Пулкове, А. А. Бело-
польский первым применил фотографию для детального
изучения спектров различных небесных объектов и
определения лучевых скоростей небесных тел. В этих
исследованиях Аристарх Аполлонович использовал свой
большой опыт по научной фотографии, накопленный им в
московские годы работы. Совершенство спектроскопического
оборудования, подготовленного А. А. Белопольским, и
применение фотографии позволили ему достигнуть
высокой точности определения лучевых скоростей. Параллельно
аналогичные исследования производились в Потсдамской

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
19
обсерватории Фогелем и Шайнером, но существенно
увеличить точность определения лучевых скоростей удалось
только позднее, после изменения конструкций
спектрографов и их подвесов к телескопам.
Помимо авторитета, который Аристарх Аполлонович
завоевал в области определения лучевых скоростей, он
был широко известен также своими работами по
солнечной и лабораторной спектроскопии. Поэтому не случайно,
что он был приглашён редактором в издаваемый с 1902 г.
в Чикаго «Астрофизический журнал».
Исследования А. А. Белопольского весьма
разнообразны; мы рассмотрим их по отдельным проблемам.
I. Исследования тел солнечной системы
Уже в 1891 г. А. А. Белопольский занялся в Пулкове
изучением осевого вращения больших планет. Изучив уже
опубликованные результаты, он пришёл к выводу, что
скорость осевого вращения Юпитера изменяется с
широтой и при этом неравномерно. Позднее (в 1907—1909 гг.)
он получил на 76-сантиметровом рефракторе с более
совершенным трёхпризменным спектрографом собственный
материал, обработка которого подтвердила его
предварительные заключения. Изучение вращения Юпитера
Аристарх Аполлонович производил по измерению наклона
линий в спектре планеты, со щелью спектрографа,
пересекающей диск планеты на разных широтах
перпендикулярно к оси вращения. Измерения показали, что в области
тёмных экваториальных полос Юпитера угловая скорость
вращения на 4—5% отличается от таковой на других
широтах. Это явление, повидимому, следовало приписать
обширной атмосфере Юпитера, в которой наблюдаются
мощные перемещения газовых масс. А. А. Белопольский
обнаружил, что ширина некоторых спектральных линий
в спектре планеты также изменяется по диску: линии
оказались шире у полярных областей.
В 1892 г. на 38-сантиметровом рефракторе
Аристарх Аполлонович получил пробные фотографии спектра
Венеры и вычислил точность, с которой можно определять
2*

20
О. А. МЕЛЬНИКОВ
по ним скорость осевого вращения планеты. С 1899
по 1903 гг. эти наблюдения были повторены на
76-сантиметровом рефракторе с трёхпризменным спектрографом.
Однако даже с этим достаточно мощным оборудованием
не удалось получить необходимой точности, и полученный
период вращения в 34,5 часа представлялся неуверенным
(заниженным). Наклонность оси вращения к орбите также
могла быть определена очень неуверенно. Для повышения
точности А. А. Белопольский заказал в 1910 г.
специальную спектральную щель, щёчки которой при их
сведении дают не прямолинейную, а параболическую
прорезь с осью симметрии, параллельной дисперсии, и с
вершиной, близкой к пересечению оптической оси коллиматора
с плоскостью щёчек щели. При употреблении подобной
щели в средней части спектра получается компенсация
искривления линий, неизбежно возникающего в призмен-
ных и даже диффракционных спектрографах. В случае
прямых, не искривлённых спектральных линий их наклон,
вызванный осевым вращением планеты, определяется
значительно точнее.
В отчёте обсерватории за 1911 г. сообщается, что
А. А. Белопольский и Г. А. Тихов получили с этой
щелью (спектрограф № IV) на 76-сантиметровом
рефракторе спектры Венеры и Юпитера.
Особенно интересным было исследование А. А. Бело-
польским вращения Сатурна и его кольца. Первые спектры
были получены во время противостояния 1895 г. на
33-сантиметровом астрографе, так как остальные рефракторы были
в это время перегружены работой. Позднее спектры
Сатурна были получены также и со спектрографом,
монтированным на 76-сантиметровом рефракторе. Щель
ориентировалась вдоль экватора и пересекала кольцо в двух
диаметрально противоположных точках на разных
расстояниях от центра планеты. Линейная скорость вращения
планеты на экваторе оказалась равной 9,3 км/сек, а для
кольца получились значения 21,1 и 15,5 км\сек во
внутренних и внешних частях соответственно. Эти результаты
блестяще подтвердили теоретические исследования (в
частности, С. В. Ковалевской) и окончательно доказали, что

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
21
кольцо Сатурна не сплошное, а состоит из отдельных
сравнительно мелких тел.
.Если бы кольцо было сплошным, то его угловая
скорость вращения была бы постоянной, а линейная,
возрастала бы с увеличением расстояния от планеты. Из
результатов А. А. Белопольского следовало, что линейная
скорость, наоборот, меньше для внешних частей кольца. Эти
результаты почти одновременно нашли подтверждение и
в работах Килера и Деландра. Однако Аристарх Апол-
лонович сделал и ещё одно открытие, обнаружив, что
спектр кольца гораздо богаче ультрафиолетовыми лучами
и при употреблявшейся дисперсии простирается в
ультрафиолетовый конец гораздо дальше, чем спектр диска планеты.
Таким образом, кольцо оказалось более голубым по сравнению
с диском планеты. Аристарх Аполлонович объяснил это
явление влиянием атмосферы планеты Сатурн, которая у кольца,
естественно, отсутствует. Его результаты были позднее
подтверждены Г. А. Тиховым, впервые в мире
сфотографировавшим в 1909 г. Сатурн с помощью 76-сантиметрового
рефрактора через различные светофильтры. Дополнительно им
же было показано, что внутреннее кольцо более богато
ультрафиолетовыми и синими лучами, чем внешнее. Эти
наблюдения были повторены в 1911 г. А. А. Белопольским.
В дальнейшем Белопольский неоднократно возвращался
к наблюдениям больших планет. Он не ограничивался
только определением скоростей осевых вращений, но
стремился по характеру спектральных линий получить
сведения об атмосферах больших планет. В частности, он
обратил внимание на то, что теллурические линии в
зелено-красных частях спектра Венеры более резки по
сравнению с солнечным спектром. В фиолетовой же области
спектра подобного усиления не наблюдалось. Из этих
результатов А. А. Белопольский сделал вывод, что
атмосфера Венеры в области зарождения полос типа
теллурических более разрежена, чем земная атмосфера *). В те
*) В настоящее время (с 1932 г.) надёжно установлено
в спектре Венеры только наличие инфракрасных полос
углекислого газа. Следов же полос кислорода и водяного пара уверенно
не обнаружено.

Α. Α. Белопольский (Пулково, 1892 г.).

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
23
же годы он изучил и спектры спутников планет, в
частности третьего спутника Юпитера, с целью определения
изменения его лучевой скорости в течение обращения.
Кроме того, А. А. Белопольский наблюдал за
спектрами комет. В 1911 г. им был получен с большой
дисперсией уникальный спектр кометы Брукса 1911 V,
который он фотографировал три ночи подряд (чтобы получить
нужную выдержку в восемь часов). Лучевые скорости,
определённые по спектру, были сравнены с вычисленными
по эфемеридам кометы; согласие оказалось очень
хорошим. В 1914 г. Аристарх Аполлонович наблюдал спектр
кометы Делавана 1914 IV. Спектр этой кометы был
непрерывный, пересечённый линиями поглощения, т. е. был
подобен отражённому солнечному спектру. Измеренные
лучевые скорости оказались в согласии с вычисленными
по эфемеридам. Во время прохождения кометы Галлея
в 1910 г. по диску Солнца, которое также наблюдал
А. А. Белопольский, он не обнаружил никаких изменений
в спектре Солнца.
Большое внимание Аристарх Аполлонович уделял также
и физике комет. Так, в 1922 г. он публикует
исследование «О кометных хвостах», в котором, исходя из
величины отталкивательного ускорения 1 — [χ, вычисленного
по наблюдениям деталей хвоста кометы Морхауза, он
получил атомный вес частиц хвоста. Исходя из значений
атомных весов и учитывая вид спектра хвоста,
Аристарх Аполлонович стремился определить химический
элемент или химические соединения, из которых должна
состоять данная деталь хвоста кометы. В 1927 г. он
публикует интересное исследование, посвященное
физическому строению кометных хвостов.
II. Исследования Солнца
Желая продолжить московские наблюдения Ф. А.
Бредихина над спектрами протуберанцев, А. А. Белопольский
почти с первых лет пребывания в Пулкове, с 1891 г., начал
систематические наблюдения спектров протуберанцев и
выбросов (эрупций). Эти наблюдения рн производил,

24
О. А. МЕЛЬНИКОВ
используя временно заимствованный у Московской
обсерватории спектроскоп прямого арения. Спектроскоп
монтировался на гелиометре, объектив которого давал
изображение Солнца на щели спектроскопа. В 1917 г. для тех
же целей был применён фотографический метод с
использованием диффракционного спектрографа, монтированного
на гелиографе. Эти наблюдения были недостаточно
точными, и Аристарх Аполлонович, повидимрму, предполагал
использовать их для статистических целей в связи
с 11,5-летним циклом солнечной активности.
Тщательные наблюдения Солнца производились на
76-сантиметровом рефракторе с трёхпризменным
спектрографом. При этом А. А. Белопольский ставил перед собой
задачу, весьма актуальную и в настоящее время, а именно,
изучение движений вещества в атмосфере Солнца и
образований на его поверхности по всему диску. Одновременно
он исследовал и поведение линий: изменение их формы,
искривление, расщепление на ряд компонент, появление
эмиссии или самообращения и т. д. На том же
инструменте уже с 1890 г. Белопольский начал наблюдения
скорости вращения Солнца на разных широтах. Эта работа
явилась продолжением его исследований закона вращения
Солнца, выведенного по движениям пятен (1886 г.), по
факелам (1892 г.) и по лабораторным опытам. Однако
необходимой точности Белопольскому удалось достигнуть
только в 1925 г. с вводом в действие мощного
диффракционного солнечного спектрографа.
В 1904 г. на международном съезде астрономов и
математиков в Сен-Луи было решено по предложению
Хэла организовать Международный союз (МКС) для
кооперации исследований Солнца. Это решение отражало
практическую важность этой проблемы, выполняемой
различными методами и в разных странах.
На заседании Физико-математического отделения
Академии наук в Петербурге 17 ноября 1904 г. было решено
создать русское отделение комиссии по исследованию
Солнца.(КИС). В него вошли четыре академика: физики —
Б. Б. Голицын, М. А. Рыкачев, астрономы — О. А. Ба-
клунд и А. А. Белопольский. При этом им было дано

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
25
право привлечь в русское отделение крупных русских
учёных. В расширенную комиссию под председательством
А. А. Белопольского вошли Н. А. Умов, П. Н.
Лебедев,-Д. И. Менделеев, В. А. Михельсон, О. Д. Хволь-
сон, А. П. Ганский, В. К. Цераский, Д. И. Дубяго,
А. Л. Гершун и другие. Первое заседание комиссии
состоялось в январе 1905 г. В том же году А. А. Бе-
лопольский участвовал в заседании международной
комиссии в Оксфорде, где выступил с программой
будущих исследований Солнца в России, проводящихся
в Пулкове, Одессе, Ташкенте и т. д. Программа была
напечатана в протоколах КИС № 31 за 1905 г. В
программу, в частности, вошл© определение температуры
ядер, -солнечных пятен по пирометрическому методу
П. Н. Лебедева.
Работа солнечной комиссии, однако, не
ограничивалась только изучением Солнца. Например, на одном из
заседаний специально обсуждался вопрос об организации
контрольных наблюдений за прозрачностью атмосферы и
спокойствием изображений; доклад по этому вопросу
сделал П. Н. Лебедев. Выступавшие Г. А. Тихов и
А. П. Ганский сообщили о наблюдении качества
изображений и зодиакального света в Крыму*).
По решению Международного союза предполагалось
с 1910 г. начать систематические наблюдения над
вращением Солнца спектроскопическим методом и продолжать
эти наблюдения хотя бы один 11,5-летний цикл. Для
облегчения этой работы весь спектр был разделён на
участки по числу обсерваторий с одним общим для всех
о
участком в области 4200—4250 А для последующей
редукции. Пулковская обсерватория получила участок от
о
3800 до 4000 А. Для выполнения этой работы А. А. Бе-
лопольский заказывает в 1912 г. специальный
спектрограф! упомянутый выше. Но ещё в 1905—1906 гг. Бело-
польский начинает исследования с имеющимся трёхприз-
*) Архив АН СССР, фонд 706, опись 2, № 6.

26
О. А. МЕЛЬНИКОВ
менным спектрографом. При этом он не ограничивался
только определением лучевых скоростей, а изучал также
поведение спектральных линий в ультрафиолетовом участке
и спектры различных солнечных образований. В 1906 г. им
было опубликовано интересное исследование под названием
«О спектре солнечных пятен».
В 1915 г. А. А. Белопольский публикует первую
в России работу по спектрофотометрии «О температуре
солнечных пятен». Эта работа была посвящена памяти
проф. П. Н. Лебедева, который сделал первые
определения температуры солнечных пятен с помощью оптического
пирометра. Аристарх Аполлонович определял температуру
пятен по относительной . интенсивности непрерывного
спектра пятна и фотосферы в области кальциевых линий Η
и К (Са II). Для вычисления температуры он
воспользовался формулой Планка, как это делается и в настоящее
время. Температура пятен получилась равной 3500°, что
находится в согласии с новейшими определениями по интен-
сивностям линий в спектре, а также в согласии с тем,
что спектральный тип пятен более поздний, чем Солнца,
и соответствует типам КО—К5.
В годы после Великой Октябрьской социалистической
революции русское отделение Международного союза было
упразднено, а взамен него в 1930 г. организована комиссия
по исследованию Солнца (КИСО), которую до 1934 г.
возглавлял Аристарх Аполлонович.
Необходимо остановиться на наблюдениях Солнца во
время полных затмений, которые производились
Аристархом Аполлоновичем в пулковский период его научной
деятельности. Успешным было наблюдение полного
затмения 1896 г. на Амуре в селе Орловском. Это затмение
Аристарх Аполлонович наблюдал вместе с А. Р. Орбинским
и Φ. Ф. Витрамом. В этой экспедиции в момент полной
фазы затмения Аристарх Аполлонович впервые получил
фотографическим способом спектр короны с двухминутной
экспозицией. Спектр оказался недодержанным и поэтому
после возвращения в Пулково был усилен химическим
способом. По обе стороны от лунного края был виден
непрерывный спектр с линиями излучения, пересекающими его

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
27
и идущими ещё дальше от лунного края. По наклону линий
была определена скорость вращения короны, которая
изменялась с расстоянием от центра Солнца. Этот результат
показывал, что вращение короны не походит на вращение
твёрдого тела.
А. А. Белопольский в 1896 г. на Амуре в день
солнечного затмения (слева — А. Р. Орбинский).
Аристарх Аполлонович специально готовился к
наблюдению полного затмения 1907 г. в Туркестане близ Ура-
Тюбе. Для наблюдения спектра короны он предполагал
использовать светосильный спектрограф, рассчитанный на
широкий участок спектра, но, к сожалению, погода во
время этого затмения совершенно не благоприятствовала
наблюдениям.

28
О., А. МЕЛЬНИКОВ
III. Исследования звёзд
Спектроскопические наблюдения звёзд,
производившиеся А. А. Белопольским с 1892 г., были особенно
успешными. В 1892 г. в созвездии Возничего вспыхнула новая
звезда; спектр этой звезды Аристарх Аполлонович
тщательно наблюдал. Определённые им скорости расширения
атмосферы новой Возничего представляют и в настоящее
время ценнейший материал. Эти исследования были
повторены и расширены во время наблюдений за спектрами
новых, вспыхнувших в последующие годы: новой Персея
1901 г., новой Близнецов 1912 г., новой Орла 1918 г.,
новой Лебедя 1920 г. и т. д. При этом, например, у
новой Персея были обнаружены периодические изменения
скорости расширения атмосферы в течение последующих
максимумов. После того как эта звезда стала слабой,
А. А. Белопольский наблюдал её на 76-сантиметровом
рефракторе с окулярным спектроскопом. Аристарх
Аполлонович не ограничивался только изучением лучевых
скоростей новых, а изучал также и поведение линий в их
спектрах (изменение яркости, дробление на компоненты,
появление или исчезновение и т. д.). Все эти исследования
исключительно интересны, так как производились в то
время, когда гипотеза взрыва, используемая теперь для
объяснения вспышки новой и движения оболочек, ещё только
намечалась. Кроме того, некоторые наблюдения А. А. Бело-
польского оказались уникальными, ибо не могли быть
сделаны в других местах из-за пасмурной погоды.
Наблюдения за спектрами обычных звёзд А. А. Бело-
польский начал, собственно говоря, ещё раньше, уже
в 1890 г. Начало этих наблюдений с помощью
фотографического метода открывало новую эпоху в изучении
движений звёзд. Лучевые скорости, которые определил
Аристарх Аполлонович, были для того времени весьма
точными (ошибка не более ±2,6 км/сек). Потсдамские
определения 1889—1891 гг. (Фогель, Шайнер),
единственные, которые могли бы конкурировать с пулковскими,
были отягощены большой систематической ошибкой.
Дальнейшего увеличения точности определения лучевых ско-

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
'29
ростей удалось достичь только в 1895—189b гг. после
существенных улучшений в конструкции спектрографов и,
особенно, в конструкции подвеса спектрографа к
телескопу. Систематические наблюдения А. А. Белопольский
начал лишь в 1893 г., имея целью определение лучевых
скоростей звёзд, доступных 76-сантиметровому
рефрактору, для создания каталога лучевых скоростей звёзд
ярче 2,5—4™,5 (около 200 звёзд), для вывода скорости и
координат апекса солнечного движения.
Для этой цели Белопольский в 1893 г. начал
наблюдения опорных звёзд каталога («звёзды со стандартными
скоростями»). С 1901 —1902 гг. по предложению Иерксской
обсерватории он включился в международную программу
наблюдения лучевых скоростей фундаментальных
стандартных звёзд (участники: Пулково, Медон, Лик, Иеркс).
Однако Аристарх Аполлонович вскоре убедился, что
климатические условия Пулкова не благоприятствуют быстрому
наблюдению звёзд каталога, поэтому он ограничился
наблюдениями только стандартных звёзд. Но хорошее качество
изображений и прозрачность атмосферы в Пулкове, умение
использовать имеющееся оборудование позволили
Аристарху Аполлоновичу производить точные определения
лучевых скоростей отдельных звёзд, не требующие
привязки друг к другу на протяжении значительного времени.
Упомянутые исследования вместе со значительным
расширением астроспектроскопических лабораторных работ
привели в конце XIX в. к созданию оригинального
пулковского направления в астроспектроскопии, к созданию
отечественной астроспектроскопической школы. Создателями
этой школы были Ф. А. Бредихин и его бывший ученик
А. А. Белопольский, ставший крупнейшим учёным с
мировым именем.
Большое внимание уделял А. А. Белопольский
обнаружению и исследованию лучевых скоростей спектрально-
двойных звёзд. В течение всего пулковского периода своей
работы Аристарх Аполлонович непрерывно изучал Алголь
(β Персея), переменность лучевой скорости которого он и
открыл. По его спектру он же в 1906 г. заподозрил
наличие третьего тела в системе Алголя. Многие другие спек-

30
ό. а. Мельников
трально-двойные звёзды были впервые открыты А. А. Бело-
польским или систематически наблюдались им, например
β Лиры, а1 Близнецов, а2 Близнецов, λ Тельца, 61 Лебедя,
β Возничего, а Малой Медведицы, θ Большой Медведицы,
α Лиры и т. д. Оказалось, что у одних звёзд спектры
свидетельствуют о переменных лучевых скоростях и имеют
раздваивающиеся линии (например, β Возничего, λ Тельца),
а другие дают переменные лучевые скорости, но
одиночные линии (например, а1 и а2 Близнецов).
Для большинства спектрально-двойных звёзд А. А. Бело-
польский определил элементы орбиты и их изменение.
Изменения элементов наблюдаются в случае наличия
возмущающих сил, например влияния ещё неизвестного
третьего тела или деформации (сжатия) центрального тела.
Большое внимание Аристарх Аполлонович уделял и
спектрально-переменной звезде-цефеиде α Малой
Медведицы, элементы которой он определял каждые два года.
Он обнаружил, что скорость центра тяжести и долгота
периастра этой системы изменяются.
Длительное время А. А. Белопольский наблюдал
спектрально-двойные звёзды γ Геркулеса, β Лиры, β Возничего
и т. д. Особенно интересные результаты были получены
при изучении β Возничего, наблюдения которой были
обработаны Г. А. Тиховым. Целью этого исследования была
попытка обнаружения космической дисперсии света по
определению орбитальных скоростей компонентов спектрально-
двойной звезды и вычислению момента заданного
расположения двух звёзд на орбитах в какой-либо определённой
фазе. В случае наличия нормальной космической дисперсии
моменты соединения, вычисленные по разным длинам волн,
не будут совпадать друг с другом: для более коротких
волн будет запаздывание, что объясняется уменьшением
фазовой скорости при уменьшении длины волны.
Позднее, работая практикантом в Пулкове в 1905 г.,
а с 1906 г. сверхштатным адъюнкт-астрономом, Г. А. Ти-
хов продолжил эти исследования, обнаружив запаздывание
коротких лучей β Возничего на двадцать минут.
Вопросом изучения скоростей β Возничего в связи с
гипотезой о космической дисперсии света занимался

Пулковский нормальный астрограф с призменным спектрографом
А. А. Белопольского.

32
О. А. МЕЛЬНИКОВ
также и А. А. Белопольский. В 1903, 1904, 1906
и 1909 гг. он публикует свои результаты по этому вопросу,
а в 1906 г. печатает статью в связи с возражениями,
сделанными П. Н. Лебедевым («Об особенностях спектра
Ρ Возничего»). Результаты современных
спектроскопических исследований показывают, что в вопросе о
существовании космической дисперсии Аристарх Аполлонович
занимал более правильную позицию, хотя космическая дисперсия*
света не обнаружена до настоящего времени *). В 1908 г.
Г. А. Тихов предложил для её обнаружения новый, более
точный фотометрический метод. В этом методе путём
применения светофильтров изучались запаздывания минимумов
кривых блеска, соответствующих более коротким длинам
волн. Явление запаздывания было действительно
обнаружено в 1908 г. у затменно-переменных звёзд RT Персея
и W Большой Медведицы и получило название «явления
Тихова — Нордмана» (Нордман независимо наблюдал его
в те же годы). Это явление весьма интересно, хотя его
связь с космической дисперсией оспаривалась в 1909 г.
П. Н. Лебедевым, который правильно приписал его
атмосферам звёзд. Явление было объяснено лишь в 1935 г.
(в работе Э. Р. Мустеля) действием приливной волны на
главной звезде. Позднейшие наблюдения показали, что
у некоторых звёзд явление имеет обратный знак
(запаздывают красные лучи), а у некоторых вообще отсутствует.
Однако всё же, учитывая наличие межзвёздного
избирательного поглощения, космическую дисперсию следует
иметь в виду, хотя её роль в цитированных работах и
была значительно преувеличена **).
Большое внимание уделял А. А. Белопольский и
наблюдению цефеид, сделав при этом ряд открытий. В 1894 г.
он открывает синхронную, но не совпадающую по фазе
с изменением блеска переменность лучевой скорости
*) Поскольку существует межзвёздная избирательно
поглощающая среда (например, межзвёздный кальций), должна
существовать и космическая (межзвёздная) дисперсия света, хотя, быть
может, и очень незначительная.
**) Более подробно этот вопрос освещен в «Комментариях».

о
•8*
о
cu
о
К
ST
•8-
•8* .
к о
чё
о
О- Л
° 5
н о
id к
«з о
ач
·8«<υ
8*
о
S
2
?
о
СО
S
«
о
η
о
ч
>>

34
О. А. МЕЛЬНИКОВ
звезды δ Цефея, а в 1911 г. — изменение скорости её
«центра тяжести» (первоначально δ Цефея считалась
спектрально-двойной). Период изменения лучевой скорости
оказался совпадающим с периодом изменения блеска. Формы
кривых изменения лучевой скорости и блеска также
оказались похожими, однако с максимальной отрицательной
лучевой скоростью вблизи нулевой фазы, т. е. вблизи
максимума блеска, и обратным явлением в минимуме.
В 1896 и 1899 гг. аналогичные изменения лучевой
скорости были открыты Белопольским у цефеид η Орла и
С, Близнецов. Значительно позднее, в 1912 г., А. А. Бело-
польский заподозрил существование изменений
интенсивности линий в спектре цефеид и, в частности, у δ Цефея.
Эти изменения действительно были обнаружены и изучены
ученицей А. А. Белопольского в Пулкове И. Н. Леман.
В дальнейшем Аристарх Аполлонович обнаружил изменения
интенсивности линий в спектрах η Орла и ζ Близнецов.
Эти результаты убедительно говорили против гипотезы
о двойственности цефеид и в пользу гипотезы их
пульсации. Гипотеза о пульсации цефеид была впервые
высказана в 1896 г. физиком Н. А. Умовым, одним из
оппонентов во время защиты докторской диссертации А. А. Бело-
польским в Московском университете (вторым оппонентом
был В. К. Цераский).
Не менее успешными были наблюдения над спектрально-
переменной звездой а2 Гончих Псов, в спектре которой
Аристарх Аполлонович обнаружил изменения и большие
возмущения лучевых скоростей. В спектре этой звезды им
были найдены две группы линий: линии первой группы
почти не изменяют своего положения и интенсивности,
а линии второй, наоборот, изменяются с периодом в 5,5 дня.
Ко второй группе относятся линии водорода и некоторых
редкоземельных элементов. Эти работы А. А.
Белопольского побудили многие европейские обсерватории
специально заняться поисками других подобных звёзд, которые
и были найдены среди звёзд типа Ар. Звезду а2 Гончих
Псов Аристарх Аполлонович наблюдал более тридцати лет.
Длительные ряды наблюдений проводил А. А. Бело-
польский и над ранними нестационарными звёздами: Ρ Ле-

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
35
бедя, γ Кассиопеи, λ Цефея и другими. Звезда λ Цефея
была открыта как переменная в Пулкове, после чего её и
начал наблюдать Аристарх Аполлонович, открыв при этом,
что её лучевая скорость также меняется, а линии
поглощения периодически появляются и исчезают.
Ценнейшими результатами работы А. А. Белопольского
являются спектроскопические определения параллаксов и
линейных размеров визуально-двойных звёзд (например,
γ Девы и γ Льва), которые были сделаны посредством
измерения их индивидуальных лучевых скоростей. Кроме
того, А. А. Белопольский провёл опытные наблюдения
по определению спектральных параллаксов звёзд.
IV. Лабораторные опыты
Все астроспектроскопические наблюдения А. А. Бело-
польский сочетал с лабораторными исследованиями. Эта
работа проводилась в тесном контакте с ведущими
физиками России: П. Н. Лебедевым, В. А. Михельсоном,
Д. С. Рождественским и другими. Особенно тесно в
последние годы жизни он был связан в своей работе
с Д. С. Рождественским Аристарх Аполлонович провёл
целый ряд исследований, имеющих не только прикладной
астрофизический, но и самостоятельный физический
интерес: достаточно указать на изучение свечения гейслеровых
трубок (1918 г). Он изучил спектры углеродистых
соединений, что имеет непосредственное отношение к
исследованию спектров комет и звёзд поздних классов. Кроме
того, он изучил спектры соединений азота, кислорода и
других газов. Им подробно был изучен спектр гелия (1896 г.)
сразу же после того, как гелий был открыт на Земле.
Большое внимание уделял А. А. Белопольский
изучению спектров минералов, имеющих важное практическое
значение. Например, в 1912—-1913 гг.. по просьбе
академика В. И. Вернадского он детально изучил спектр
минерала рутила. Следует отметить, что Аристарх
Аполлонович в большинстве случаев стремился улучшить методику
исследования и своими силами собрать необходимую
установку. Так, например, ещё в Москве он самостоятельно
3* Зак. 1719. А. А. Белопольский

36
6. А. МЕЛЬНИКОВ
собрал установку для моделирования вращения Солнца,
о чём мы упоминали выше. Но наиболее блестящим
экспериментом был опыт А. А. Белопольского по лабораторной
проверке принципа Допплера — Физо.
Этот принцип был сформулирован X. Допплером
в 1842 г. и в применении к звуковым колебаниям был
проверен экспериментально. В применении к свету X. Доп-
плер высказал ошибочное суждение, считая, что при
движении звезда должна изменять свой цвет для земного
наблюдателя. На самом деле цвет светила заметно не
может измениться. Даже в случае громадных скоростей
звёзд по направлению к Земле красные лучи перейдут
в жёлтую часть спектра (и следовательно, будут
действительно другими, жёлтыми), но их место в спектре займут
ближайшие инфракрасные лучи (которые станут в этом
случае красными). Таким образом, граница наблюдаемого
спектра при этом не изменяется, так что установить
движение звезды по её цвету почти невозможно. Его можно
установить лишь по смещению дискретных, почти
монохроматических линий спектра, которые будут смещаться
при движении источника. Подобное толкование принципа
Допплера в применении к свету было сформулировано
в 1848 г. И. Физо в его лекции, которая была напечатана
лишь в 1870 г.
Несмотря на то, что принцип в этом случае был
применён правильно, несовершенная спектроскопическая
техника не позволила использовать его для определения
скоростей движения светил. Если не считать некоторые
неудачные попытки визуальных определений лучевых скоростей
в шестидесятых годах XIX в., то систематические
определения лучевых скоростей начались лишь на тридцать
лет позднее. Пионером в этих определениях был А. А. Бело-
польский, который впервые применил для этой цели
фотографический метод. Он уже в 1894 г., на девятом съезде
Общества испытателей природы, сделал доклад о
применении принципа Допплера к изучению явлений в спектрах
светил.
Первые достаточно точные спектроскопические
наблюдения орбитальных лучевых скоростей Венеры и Луны

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
37
показали хорошее согласие с эфемеридами. Казалось, что
применимость принципа Допплера к свету можно было
считать доказанной. Однако даже в конце XIX в. многие
учёные сомневались в справедливости применения
принципа Допплера к световым (поперечным) колебаниям,
которые принципиально отличаются от звуковых
(продольных) колебаний. Для окончательного решения этого
вопроса требовалась лабораторная проверка принципа
Допплера. Но как в земных условиях получить достаточно
большие скорости источника света, которые дали бы
заметные смещения спектральных линий? Эта трудность
и была преодолена А. А. Белопольским. Идея прибора
возникла у него ещё в 1894 г., но была реализована
только в 1894—1901 гг. С точки зрения принципа
Допплера безразлично, движется ли источник излучения или
его изображение. Поэтому Белопольский использовал
многократное отражение света от вращающихся навстречу
друг другу (или, наоборот, друг от друга) плоских зеркал.
Таким путём удалось получить скорость движения
изображения порядка 1 км/сек, что могло быть измерено с
помощью хорошего лабораторного спектрографа при узких
линиях. Этот эксперимент доказал правильность
применения принципа Допплера к световым колебаниям. Позднее,
в 1907 г., принцип Допплера был снова проверен Б. Б.
Голицыным и И. Виллипом, применившими для этой цели
интерференционный спектрограф (эшелон) большой
дисперсии.
Много опытов произвёл А. А. Белопольский и по
улучшению уже полученных негативов спектрограмм. Он
разработал весьма эффективный метод «подчёркивания»
слабых линий путём многократной перепечатки негативов.
V. Конструирование и исследование инструментов
Большую работу проводил А. А. Белопольский по
исследованию и улучшению существующих инструментов,
а также и по постройке новых как в мастерских
обсерватории, так и на заводах. В 1907 г. он публикует
интересное исследование объектива 76-сантиметрового

38
О. А. МЕЛЬНИКОВ
рефрактора. По чертежам А. А. Белопольского пулковские
мастерские изготовили весьма совершенный, работающий
и в настоящее время микроскоп-микрометр для измерения
спектрограмм. Аналогичным образом был изготовлен
спектрокомпаратор, который А. А. Белопольский изобрёл
раньше И. Гартмана, о чём свидетельствуют
архивные материалы *). Очень интересным был светосильный
спектрограф для изучения спектров слабых звёзд,
туманностей и звёздных скоплений. С этим
спектрографом Аристарх Аполлонович снимал в 1922 г. спектр
шарового скопления в Гончих Псах. Из-за плохой
погоды необходимая, очень длинная выдержка (около 20
часов) не могла быть сделана, и спектр оказался
недодержанным.
В 1897 г. А. А. Белопольский в белые ночи монтирует
на 76-сантиметровый рефрактор оригинальный диффрак-
ционный спектрограф. Камера его была очень длинной,
с фокусным расстоянием 1,5 м. Спектрограф употреблялся
для изучения движения вещества на Солнце. Затем на
тот же большой рефрактор монтируется портативный
однопризменный спектрограф и, наконец, специальный
трёхпризменный спектрограф III, имеющий в качестве
объектива камеры систему «хромат» Цейсса. Этот
объектив, при большом наклоне фотопластинок, давал
большой участок достаточно резкого спектра. В 1910 г.
Белопольский изготовляет специальное приспособление
к 76-сантиметровому рефрактору, которое позволило
фотографировать прямые изображения светил без съёмки
подвешенного спектрографа (фотопластинки помещались
на щели спектрографа), что значительно облегчало
работу.
В 1909—1910 гг. солнечный спектрограф IV
переделывается А. А. Белопольским в спектрогелиограф с полем
в одну квадратную минуту дуги, дающий возможность
фотографировать поверхность Солнца. В 1911 г. А. А. Бело-
польский монтирует этот спектрограф на большой
*) См. О. А. Мелыгиков, О приоритете отечественной
спектроскопии, АЖ, XXX, 1953.

Л. А. Белопольский во время наблюдения на 30-дюймовом
рефракторе с трёхпризменным спектрографом (Пулково, 1915).

40 О. А. МЕЛЬНИКОВ
рефрактор, снабдив его предварительно искривлённой щелью
для наблюдения за осевым вращением планет. В 1913—·
1914 гг. на спектрографе III монтируется новый объектив,
также типа «хромат», но несколько изменённый.
В 1915—1916 гг. Аристарх Аполлонович смонтировал
диффракционный спектрограф на кометоискатель для
пробных наблюдений Солнца (активность Солнца в эти
годы усилилась).
Как уже указывалось, в 1912 г. А. А. Белопольский
заказывает 7-метровый диффракционный спектрограф для
Солнца, с дисперсией 0,76 ангстрема на миллиметр (в
третьем порядке) и руководит исполнением заказа. Однако
окончание заказа было прервано разразившейся первой
мировой войной.
Такова краткая характеристика работы А. А. Бело-
польского в пулковский период его научной деятельности.
Работы Аристарха Аполлоновича были высоко оценены
как в России, так и за границей. Его избирают в
Петербургскую Академию наук сначала адъюнктом (в 1900 г.),
затем экстраординарным (1903 г.) и ординарным (1906 г.)
академиком. В 1910 г. А. А. Белопольского избирают
в члены-корреспонденты Королевского астрономического
общества в Лондоне, в 1907 г. — в члены итальянского
общества спектроскопистов, а французская Академия наук
присуждает ему в 1898 г. золотую медаль Жансена,
а в 1918 г. премию Лаланда.
А. А. Белопольский имел три медали и три почётных
иностранных звания» Он получил также две премии от
Русского астрономического общества в Петербурге, в
которое был избран почётным членом. От одной премии от
Общества русских естествоиспытателей и врачей он
отказался в пользу молодых учёных, так как считал себя
достаточно обеспеченным *). Аристарх Аполлонович был
избран почётным членом Нижегородского кружка любите-
*) Архив ДН СССР, фонд 706? опись 2, № 5, стр. 7,

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
41
лей физики и астрономии, а также Московского общества
любителей астрономии.
Аристарх Аполлонович сам никогда не переоценивал
результаты своих работ и скорее всегда склонен был
недооценивать их. Но всё-таки главное значение он
придавал собственным результатам наблюдений, а не взятым
из литературных источников. Он говорил: «Нам,
чернорабочим в астрономии (т. е. наблюдателям, — прим. ред.)
и некогда уследить за чужими трудами» *).
Работая в Пулкове, А. А. Белопольский, как и
в Москве, помимо научных исследований занимался
преподаванием. С 1908 по 1916 г. он читал курс астро-
спектроскопии на Высших женских курсах в Петербурге.
Подобный курс в России читался только в этом учебном
заведении.
Аристарх Аполлонович также активно участвовал в
работе Русского астрономического общества, которое
начало свою деятельность с 1890 г., хотя и было
основано раньше (в 1879 г.). Основателем этого Общества
был С. П. Глазенап. Активное содействие в
организации Общества было оказано Ф. А. Бредихиным,
который был его первым президентом. Почти одновременно
был создан и печатный орган «Известия Русского
астрономического общества», на страницах которого Аристарх
Аполлонович часто публиковал свои исследования. Помимо
научной деятельности, Общество ставило своей задачей и
популяризацию астрономических знаний в широких кругах
населения. Подобные учреждения и общества далеко не
поощрялись при царизме. Характерно, что О. В. Струве —
ранее директор Пулковской обсерватории — был против
учреждения подобного общества, считая, что вполне
достаточно существующего германского. Объединив
большинство русских астрономов и любителей, как
петербургских, так и московских, Общество сыграло большую роль
в развитии отечественной астрономии.
В 1901 г. в Петербурге был организован кружок
любителей астрономии «Русская Урания», который в 1912 г.
*) Архиз АН СССР, фонд 706, опись 1 № 124, стр. 132,

42
О. А. МЕЛЬНИКОВ
был преобразован в «Естественно-историческое общество
популяризаторов „Русская Урания"». Примерно в это же
время, в 1910 г., в Петербурге было организовано
любительское мироведческое общество, имевшее свой
печатный орган. 23 января 1916 г. в Пулкове начал активно
работать астрономический кружок, на заседаниях которого
часто выступал Аристарх Аполлонович. Наконец, б
апреля 1917 г. при активном участии Аристарха Аполлоно-
вича в Пулкове собирается первый в России
астрономический съезд. На этом съезде организуется 7(20) апреля
1917 г. «Всероссийский астрономический союз» с
утверждённым уставом. Уже в январе 1918 г. выходит первый
выпуск печатного органа Союза. Второй съезд собирается
в 1920 г., третий — в 1924 г. и т. д. В связи с
организацией Всероссийского астрономического союза Аристарх
Аполлонович сказал: «... в настоящее время я рад, что
могу сообщить об осуществлении надежды моего дорогого
учителя Ф. А. Бредихина, писавшего в 1892 г. в отчёте
обсерватории: „...следует ожидать, что в ближайшем
будущем все русские обсерватории составят одну дружную
семью, члены которой вследствие различия в
географическом положении и климате призваны, так сказать, быть
дополнением друг к другу в общей научной деятельности"».
Далее Аристарх Аполлонович продолжил:
«...Сейчас по инициативе пулковских и университетских
астрономов в целях научного общения было сделано обращение
к Академии наук с просьбой о разрешении учреждения
при ней Русской астрономической ассоциации. Академия
наук со своей стороны исходатайствовала у
Правительства разрешение первого организационного съезда 5—8
февраля для подготовительных работ по организации будущих
научных астрономических съездов».
Однако действительно новое развитие астрофизика, как и
все другие науки, получила только после Великой
Октябрьской социалистической революции. Это было начало
новой, коллективной науки, науки для народа, а не науки
учёных-одиночек. Все последующие успехи астрофизики
и астрономии вообще были результатом работы большой
армии учёных, среди которых было много молодых учё-

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
43
ных, выросших из народа и вместе с передовыми
представителями старой науки служивших народу, на благо
и процветание своей Родины.
Развитие астрономической науки после 1919 г.
характеризуется быстрым ростом отечественных
астрономических кадров из рядов молодёжи. Двери университетов
и институтов были широко открыты для трудящихся, и
в связи с этим значительно оживилась преподавательская
деятельность. Посильное участие в этой работе принял и
Аристарх Аполлонович. Уже с 1917 г. он начал читать
в Петроградском университете курс лекций по астро-
спектроскопии, который и продолжал читать до 1921 г.
Там же с 1919 г. начал читать лекции по астрофото-
метрии Г. А. Тихов. В это трудное время, в период
больших восстановительных работ, в 1921 г. выходит
в свет первый том курса астрофизики — «Астроспектро-
скопия» А. А. Белопольского. Вскоре за этим курсом
в 1922 г. выходит второй том — «Курс астрофотометрии»
Г. А. Тихова. В 1923 г. А. А. Белопольский сдаёт в
издательство большую книгу «Солнце», которая, однако,
не была напечатана (по неизвестной причине).
В послеоктябрьский период развития астрофизики
организуется несколько новых институтов и обсерваторий.
В 1921 г. в Москве возник Организационный комитет
Главной Российской астрофизической обсерватории и при
нём астрофизическое Совещание, в которое, в частности,
вошёл и А. А. Белопольский. По соглашению с
Организационным комитетом Пулковская обсерватория взяла на
себя подготовку кадров астрономов для будущей
астрофизической обсерватории, а также принимала участие
в разработке программы обследовательских экспедиций
для выбора места обсерватории.
В том же 1921 г. в Москве был организован
Российский астрофизический институт, который в 1923 г.
был преобразован в Государственный астрофизический
институт, укомплектованный в основном молодыми
специалистами. В 1932 г. этот институт вместе с
Московской обсерваторией и геодезическим институтом был
преобразован в Государственный астрономический инсти·

44
О. А. МЕЛЬНИКОВ
тут им. Штернберга, существующий и в настоящее
время.
В 1924 г. вышел в свет первый номер отечественного
«Астрономического журнала».
В более поздние годы возникли Сталинабадская, Аба-
стуманская, Бюраканская обсерватории и многие другие,
но это были уже годы, когда мы работали без Аристарха
Аполлоновича.
В первые годы после революции, как и до 1917 г.,
астроспектроскопические работы велись в основном в
Пулковской обсерватории, научный штат которой возрос с 18
до 50 человек. Директором её с декабря 1916 г. по июнь
1919 г. был А. А. Белопольский (с 1908 по 1916 г. он
был вице-директором, а позднее, с 1933 г., согласно приказу
Наркомпроса СССР, — почётным директором).
В послереволюционный период научная и общественная
деятельность Пулковской обсерватории была коренным
образом изменена, что и обеспечило дальнейшее развитие
астроспектроскопии и астрофизики вообще — работа, в
которую примерно с 1925 г. включилось и Симеизское
отделение обсерватории.
Приняв на себя пост директора, А. А. Белопольский
в своём первом отчёте, уже после февральской революции,
писал: «...Принимая на себя управление обсерваторией,
мне хотелось бы, чтобы пополнение убыли персонала
производилось бы за счёт окончивших курс в русских учебных
заведениях, чтобы главными научными задачами были
задачи, созданные в нашем учреждении, а извне
принимались бы только такие, выполнение которых не было бы
обузой пулковским работам. Я желал бы, чтобы новые
научные приборы при малейшей к тому возможности
строились бы пулковской мастерской или вообще в России.
Силы у нас для этого есть: их нужно только поощрить».
Эти слова Аристарха Аполлоновича характеризуют его
как истинного патриота своей Родины, желающего её
процветания и благополучия. Именно поэтому А. А. Бело-
польский, никогда не любивший административной работы,
.согласился взять на себя пост директора, да ещё в очень
трудное время, Это было в тот период, когда в ноябре

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
45
1917 г. буквально около Пулкова произошёл бой между
красногвардейцами и белоказаками. Именно благодаря
инициативе нового директора Пулковской обсерватории
удалось уберечь от пуль объектив большого рефрактора,
убранный на это время в подвал. В конце октября 1919 г.
бои около Пулкова разгорелись снова: Красная Армия
сражалась против белогвардейских банд Юденича,
поддерживаемых иностранными державами. И снова
ценнейшее оборудование обсерватории было спасено.
В 1919 г. перед баллотировкой на пост директора
Пулковской обсерватории в Академии наук (согласно новым
правилам по управлению обсерваторией) А. А. Белополь-
ский снял свою кандидатуру. Директором был избран
А. А. Иванов, а Аристарх Аполлонович вернулся к своим
любимым занятия в лаборатории и на инструментах.
В первые годы после революции, когда со снабжением
продуктами питания, топливом и научными материалами
возникли серьёзные затруднения, деятельность
обсерватории была всё же очень активной. Весьма энергично
работал и сам Аристарх Аполлонович. Это оказалось
возможным потому, что Советское Правительство уже с первых
дней после революции уделяло большое внимание развитию
отечественной науки, укреплению научных учреждений,
пополнению их научными кадрами. Об этом свидетельствуют
архивные материалы *) и первый послереволюционный
устав, утверждённый коллегией Академического центра
28 октября 1921 г.
В этом уставе Пулковская обсерватория была названа
Главной Российской астрономической обсерваторией (ГРАО).
Уже в 1919 г. штаты обсерватории были значительно
увеличены. С 8 декабря 1917 г. в обсерватории начал работать
совет астрономов, организованный после обсуждения на общем
собрании. Таким образом, права директора были несколько
ограничены и подчинены задачам и желаниям коллектива
обсерватории. Культурно-просветительная деятельность
обсерватории после революции значительно расширилась,
что можно видеть по отчётам обсерватории (экскурсии,
*) Б. А. Орлов, «Пулковская обсерватория», статья в книге
«Главная астрономическая обсерватория АН СССР», 1953 г.

46
0. Α. МЕЛЬНИКОВ
лекции и т. д.). В 1926 г. обсерватория была передана
из системы Академии наук в ведение Наркомпроса. В связи
с этим в тот же год был утверждён её новый устав, где
обсерватория называется Главной государственной
астрономической обсерваторией (ГГАО). В 1934 г.
обсерватория была снова передана в Академию наук СССР, но и
А. А. Белопольский во время наблюдений на большом
пулковском солнечном спектрографе (1926 г.).
до настоящего времении она сохранила название «Главной»,
завоёванное ею по праву благодаря выдающимся научным
результатам.
Большую роль в послереволюционный период в
развитии астрофизики вообще и астроспектроскопии в
частности сыграло приобретение нового оборудования и
улучшение старого. Эти приобретения были особенно крупными
для Пулковской и Симеизской обсерваторий. Следует
отметить, что необходимые большие ассигнования Советское
Правительство выделило в очень трудный для страны
восстановительный период. И уже в 1923 г. в Пулкове

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
47
был получен мощный 7-метровый диффракционный
солнечный спектрограф автоколлимационного типа. Дисперсия
спектрографа составляла 0,76 ангстрема на миллиметр
(в третьем порядке). Он был смонтирован в очень
короткий срок, и в 1924 г. на этом инструменте уже
производились работы. В 1925 г. был получен 40-дюймовый
рефлектор для Симеиза. В 1926 г. он вступил в строй
действующих инструментов. Рефлектор имел хорошее
спектральное оборудование. Примерно в это же время была
получена в Пулкове и монтировка 32-дюймового
фотографического астрографа, который заказывался в Англии
(фирме Грэбба) для Николаевского отделения А. А. Бело-
польским, как и два предыдущих инструмента. Но
изготовление 32-дюймового фотографического объектива для
астрографа в этот период оказалось под силу только
советской оптической промышленности. Из-за войны
изготовление объектива задержалось, но в 1946 г. он уже был
готов полностью.
Конструкция инструментов, перечисленных выше, была
ещё в 1912 г. разработана А. А. Белопольским при
участии О. А. Баклунда. Всю техническую консультацию по
этим заказам осуществлял также А. А. Белопольский,
неоднократно посещавший заводы, на которых
изготовлялись инструменты.
Получив большой солнечный спектрограф, Аристарх
Аполлонович установил его в здании астрофизической
лаборатории. Питающий целостат, дополнительное зеркало и
объектив были установлены на крыше лаборатории.
Второе дополнительное зеркало было расположено внизу,
на уровне первого этажа. Таким образом, установка была
«башенного» типа (вертикально-горизонтальная). С этой
установкой Аристарх Аполлонович и производил с 1925 г.
свои знаменитые наблюдения над вращением Солнца.
Угловая скорость вращения оказалась равной 14°,7 в сутки
(период вращения 24,5 суток) на экваторе и 11°,8 в сутки
(период вращения 30,4 суток) на широте 60°. Измерения
спектрограмм производились на спектрокомпараторе путём
сравнения спектров от двух краёв Солнца. Спектры обоих
краёв получались на фотопластинке одновременно, что

48
Οφ Α. МЕЛЬНИКОВ
достигалось с помощью специального призменного
устройства. Измеряемые удвоенные смещения оказывались на
пулковских спектрограммах очень малыми, порядка 0,07 мм
в области спектра от 3800 до 4000 А, которую исследовал
А. А. Белопольский по международному соглашению.
Его ежегодные наблюдения публиковались в бюллетенях
КИСО вплоть до 1934 г., т. е. до последнего года жизни
А. А. Белопольского. Работа 1933 г. опубликована в
бюллетене КИСО № 9 уже посмертно. Окончание этой работы
было намечено на 1935 г. (полный цикл солнечной
деятельности), но её прервала смерть Белопольского. Эти
наблюдения были точнейшими, с ошибкой в сотые доли
км I сек.
Линейная скорость вращения Солнца по длинным рядам
наблюдений нескольких обсерваторий, участвующих в
международной программе, оказалась равной 2,07 км/сек (период
вращения 24,5 суток) на экваторе и 0,28 км/сек (период
вращения 32,6 суток) на полюсе. Сопоставляя различные
определения угловой скорости, А. А. Белопольский
установил, что она медленно изменяется приближённо
пропорционально времени: 14° за сутки в 1900 г. и 13°,2в 1925 г.
Некоторые наблюдатели считали, что эта скорость
изменяется периодически и, следовательно, согласно закону
сохранения момента количества движения, Солнце должно
«пульсировать» подобно цефеиде, ибо его момент инерции
и, следовательно, радиус также должны изменяться
периодически. Однако точнейшие пулковские (и эдинбургские)
наблюдения не подтвердили этого вывода, сделанного
астрономами Маунт-Вилсоновской обсерватории. Изучение
смещения линий в спектре Солнца по экватору показало,
что скорость вращения по слабым линиям получается
меньшей, чем по сильным линиям. Этот результат
говорит о том, что внешние слои Солнца, которые дают
сильные линии, вращаются быстрее, чем более глубокие,
дающие слабые линии. Таким образом, смещение линий на
экваторе является мерой высоты зарождения данной линии,
хотя, правда, при этом следует иметь в виду дополнительные
смещения линий, возникающие из-за наличия западно-
восточных токов («ветров») в солнечной атмосфере.

НАУЧНОЗИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
49
Со вновь установленным в Симеизе метровым
рефлектором А. А. Белопольский уже не проводил наблюдений.
На этом телескопе крупнейшие советские наблюдатели
Г. А. Шайн и В. А. Альбицкий в рекордно короткий срок
(2*/2 года) .после его установки определили лучевые
скорости 343 звёзд. Тем самым была выполнена та работа,
которую проектировал А. А. Белопольский при постановке
спектроскопических работ в Пулкове, но не смог
осуществить из-за неподходящих климатических условий.
В послереволюционные годы Аристарх Аполлонович
продолжал также и свои предыдущие исследования
спектрально-двойных звёзд. В 1918 г. он детально исследует
орбиту звезды β Цефея, спектр которой был позднее
(в тридцатых годах) изучен также и в работе К. Ф. Ого-
родникова.
В 1921 г. он публикует сводку результатов своих
наблюдений новых звёзд (новые 1892, 1901, 1912, 1918
и 1920 гг.). В 1927 г. А. А. Белопольский вместе с
учениками (А. В. Марковым, В. А. Россовской и др.)
публикует своё заключительное 30-летнее исследование спектра
звезды а2 Гончих Псов, в котором он в 1928 г. обнаружил
появление ярких линий.
В 1928 г. А. А. Белопольский детально изучает
явление изменения интенсивностей линий в спектре ряда
цефеид. В 1930 г. он публикует свои десятилетние (1919—
1929 гг.) наблюдения за спектрально-двойной звездой
γ Геркулеса, у которой им были обнаружены изменения
элементов орбиты.
В 1931 г. он открывает изменение лучевых скоростей у
звезды α Лиры, что согласовалось с обнаруженным позднее
изменением её яркости. Этот результат был весьма важным,
так как эта звезда зачастую в программах наблюдений
лучевых скоростей принимается за стандартную.
Исследования орбиты Полярной звезды также продолжались вплоть
до 1933 г.
В работе, опубликованной в 1929 г., А. А.
Белопольский первый сопоставил с наблюдениями гипотезу
«старения квантов», т. е. потери ими энергии с уменьшением
частоты по мере их движения в пространстве. Исходя из
4 Зак. 1719. А. А. Белопольский

50
О. А. МЕЛЬНИКОВ
этой гипотезы, он первый формально объяснил
наблюдённые в спектрах внегалактических туманностей «красные
смещения» линий. Однако в настоящее время мы знаем,
что уменьшение энергии кванта связано с изменением его
импульса как по величине, так и по направлению.
Последнее должно привести к различному изменению направлений
квантов разных длин волн и тем самым к размазыванию
фотографий внегалактических туманностей, чего в
действительности не наблюдается. Но гипотезаАристарха Аполло-
новича сыграла большую положительную роль, так как
* стимулировала целый ряд космологических работ, в которых
была детально изучена математическая сторона вопроса.
А. А. Белопольский всегда считал, что в науке нет
и не может быть остановки, наука всегда должна
развиваться и идти вперёд. Аристарх Аполлонович был рад
всегда, когда получал хорошее совпадение наблюдений
с теорией. Но ещё больше любил он несовпадение,
противоречие, ибо именно оно давало толчок для дальнейшего
- развития науки. Его поговоркой было: «Совпало — хорошо,
не совпало — интересно».
Помимо научной работы, А. А. Белопольский
редактировал переводы и сам перевёл на русский язык ряд науч-
" ных статей и книг. Например, с присущей ему
тщательностью и оригинальностью он редактировал перевод книги
Каптейна «Строение вселенной» (1921 г.) и сделал к этой
книге ценные дополнения. То же самое можно сказать и
о переводе книги И. Юнга «Солнце» (1923 г.). Статью
Хэла «О пятиметровом телескопе» он в 1930 г. перевёл
на русский язык. Кроме литературной работы, А. А. Бело-
польский принимал участие во многих комиссиях,
занимающихся прикладными вопросами; так, в 1916 г. он был
в составе комиссии по градусному измерению на Шпиц-
• бергене, с 1919 г. он был председателем комиссии АН СССР
по исследованию верхних слоев земной атмосферы и т. д.
Из всего перечисленного мы видим, что, несмотря на
возраст, научная деятельность Аристарха Аполлоновича в
период с 1917 по 1934 г. не снизилась, а, наоборот, ещё
' более усилилась. При этом следует ещё учесть и болезнен-
- ное состояние Аристарха Аполлоновича. К концу жизни

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
51
он потерял зрение на один глаз полностью и на второй—
частично. В этот период Аристарх Аполлонович уделял
много внимания своим ученикам: Г. А.Тихову, Г. А. Шайну,
В. А. Амбарцумяну, Н. А. Козыреву, А. В. Маркову,
В. Ф. Газе, В. П. Вязаницыну и другим, многие из которых
в последующем приобрели мировую известность своими
блестящими работами в области теоретической и
практической астрофизики.
Помимо этого, в течение всего периода научной
деятельности под руководством Аристарха Аполлоновича
прошли практику многие астрономы разнообразных
специальностей: С. Н. Блажко, Г. Н. Неуймин, В. А. Альбицкий,
Н. Н. Калитин, Д. Я. Мартынов, М. Д. Лаврова,
Н. Г. Пономарёв и другие.
Большое значение для развития астрофизики имели
выступления Аристарха Аполлоновича на съездах,
конференциях и совещаниях. При этом Аристарх Аполлонович
считал и всегда придерживался сформулированного им
самим правила: «...Мне кажется, что на съезде
естествоиспытателей следует говорить о чем-нибудь
законченном, провозглашать торжество мысли над стихией, и этим
воодушевить слушателей»*).
Хорошо известны публичные научные лекции А. А. Бело-
польского, например в Академии наук 29 декабря 1912 г.
«О расстояниях и движениях звёзд», на торжественном
заседании Академии, посвященном 200-летию со дня
кончины И. Ньютона (доклад опубликован в 1927 г.) и др.
Кроме того, Аристарх Аполлонович читал также и
популярные лекции для широкой публики. Известно его
выступление о Солнце 11 февраля 1900 г. среди русских моряков
в Кронштадте (в зале Морского собрания), в клубе
торгпредства СССР в Лондоне в 1923 г. и т. д., не говоря
уже о популярных лекциях и экскурсиях, которые он
проводил в самом Пулкове.
За время своей трудовой деятельности Аристарх
Аполлонович много путешествовал по родной стране. Мы уже
упоминали о его участии в экспедициях для наблюдения
*) Архив АН СССР, фонд 706, опись I, № 124, стр. 139,
4*

52
О. А. МЕЛЬНИКОВ
солнечных затмений. Не менее интересная экспедиция
состоялась и в 1932 г., в которой также участвовал
Аристарх Аполлонович совместно с представителями учёного
комитета Ростовского университета и Северо-Кавказского
крайисполкома. Задачей экспедиции, длившейся около
полутора месяцев, был выбор места новой обсерватории в
горном районе Северного Кавказа. Были обследованы вершины
Столовая гора (2400 м), Хунзах (2300 л), Гуниб (2100 м),
Седло-гора (1200 м), Хунзах-плоскогорье (2000 м) и
Лысая гора (300 м).
Аристарх Аполлонович неоднократно бывал также и
за границей (всего одиннадцать раз). В основном в
задачу этих поездок входило участие в международных
совещаниях и съездах, заказы инструментов, знакомство
с обсерваториями. Аристарх Аполлонович побывал в 1891 г.
в Европе (Париж, Гамбург, Потсдам, Гельсингфорс и др.),
в Америке (1899, 1910), в Англии (1891, 1912, 1914 и
1923 гг.), ещё раз в Париже (1907 г.), Германии (1913 г.)
и т. д.
Будучи за границей, А. А. Белопольский оставался
верным патриотом своей Родины. Он не мог спокойно
относиться к иностранцам, которые неправильно или
плохо отзывались о России. В его дневнике путешествия
в 1899 г. по Америке записано «... не могу
пропустить здесь этих диких сплетен о России, которые там
передавались за достоверное. Мои возражения по этому
поводу не принимаются во внимание». Ещё сильнее его
раздражали местные российские консерваторы. Так,
например, характеризуя развитие науки в 1860—1880 гг.,
он резко осудил высказывания крупного учёного,
профессора (позднее академика), но человека весьма
консервативного, А. Н. Савича (1810—1883 гг.), считавшего,
что «россиянам науки не надобно» *).
Выше мы видели, каким патриотизмом были
проникнуты слова Аристарха Аполлоновича, напечатанные
в год Великой Октябрьской социалистической революции,
в связи с назначением его директором Пулковской обсер-
*) Архив АН СССР, фонд 706, опись I, № 106.

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
53
ватории. Он считал, что Пулковская обсерватория должна
быть отчественным учреждением, должна пополняться
воспитанниками отечественных университетов, должна
сама производить (совместо с отечественными заводами)
необходимое астрономическое оборудование и т. д. Всё
это раскрывает перед нами всю широту взглядов
учёного-патриота.
*
Охарактеризовав научную деятельность Аристарха
Аполлоновича, приведём теперь некоторые сведения о его
личной жизни.
А. А. Белопольский был с 1887 г. женат на Марии
Фёдоровне Вышинской, имевшей музыкальное
образование. От этого брака у Аристарха Аполлоновича было
трое детей: Раиса Аристарховна, Зоя Аристарховна и
Марк Аристархович. Старшая дочь (музыкант по
образованию) умерла во время последней войны. Марк
Аристархович является крупным специалистом-химиком. Зоя
Аристарховна работала вычислителем в отделе астрометрии
и в астрофизической лаборатории.
Аристарх Аполлонович был физически закалённым
человеком. С детства он был приучен спать летом и
зимой с открытыми окнами (зимой под тёплым одеялом),
даже во время болезни. Лекарств в его семье не
признавали. От лёгких болезней и недомоганий лечились
физическим трудом. По вечерам зачастую Аристарх
Аполлонович даже в возрасте 63—75 лет брал лопату и шёл
возделывать свой огород. Подобная физическая закалка
весьма способствовала тому, что почти до 80-летнего
возраста Аристарх Аполлонович мог производить
физически очень трудные наблюдения на двух инструментах:
ночью на большом рефракторе, а днём — на 7-метровом
спектрографе.
Юный Аристарх Аполлонович воспитывался в годы
общественного подъёма шестидесятых годов, что всегда
чувствовалось в атмосфере их семьи и друзей, но вместе
с тем Аристарх Аполлонович пишет*): «... Однако,
*) Журнал «Огонёк», N° 43/239, 1927 г.

54
О. А. МЕЛЬНИКОВ
не все мирились с либерализмом отца; были и
недоброжелатели. В нашем доме было мало религиозной
обрядности, и в гимназии это ставилось в вину родителям, но
взыскивалось на детях. Так, старшего брата за
непосещение богослужений и за ошибку при прочтении молитвы
по заявлению священника собирались исключить из
гимназии, и только благодаря заступничеству учителей
—Друзей отца гимназический совет оставил этот инцидент без
последствий ...» и далее «... По рукам в то время
ходили запрещённые издания „Колокол", „Полярная
звезда". Мы, дети, вращались поневоле среди больших,
кое-что усваивали: к нам перешло стремление поспорить
с товарищами, что особенно сказалось, когда переходили
в старшие классы гимназии и университет».
Это «стремление поспорить» Аристарх Аполлонович
сохранил до последних лет жизни. Он очень темпераментно,
с присущей ему вспыльчивостью выступал, например, на
научных собраниях, но всегда при этом был исключи-
тельно% деликатным, объективным и доброжелательным.
Родители Аристарха Аполлоновича в его
гимназические голы всегда поощряли постановку в домашних
условиях небольших химических и физических опытов,
занятия ремёслами (плотничное, механика и др.) при наличии
лишь простейших инструментов, наблюдение за явлениями
природы и т. д. Всё это, безусловно, способствовало
развитию исследовательского духа Аристарха Аполлоновича,
а занятия ремёслами, особенно механикой,
непосредственно пригодились в исследовательской работе.
После кончины Аристарха Аполлоновича в Пулкове
осталось много приборов и частей к ним, изготовленных
его руками *).
Среда, в которой жил Аристарх Аполлонович, будучи
гимназистом, была очень интересной. Их дом посещался
*) В тридцатых годах Аристарх Аполлонович
сконструировал новый вид подвеса к маятнику Фуко. Маятник был построен
(длиной около 1 м) и установлен в Пулкове, в круглом зале.
А. А. Белопольский долго наблюдал за качаниями этого маятника
и регистрировал наблюдения в специальном журнале. Этот
прибор впоследствии демонстрировался экскурсантам.

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
55
учёными и педагогами. Много внимания уделялось музыке,
устраивались домашние концерты. В университетские годы
среда, в которой вращался Аристарх Аполлонович, была
А. А. Белопольский (Пулково, 1927 г.).
ещё более интересной. Особенно это относится ко
времени пребывания его в Абрамцеве под Москвой в период
летних каникул 1874 г. Там он познакомился с извест-

56
О. А. МЕЛЬНИКОВ
ными художниками и музыкантами: Репиным, Васнецовым,
Невревым, братьями Прохоровыми, знаменитой артисткой
Федотовой и др. Его учёба в Московском университете
проходила под руководством выдающихся учёных:
Бредихина, Столетова, Орлова, Цингера и др.
Мы видим, что детские и юношеские годы Аристарха
Аполлоновича проходили в обстановке,
благоприятствующей формированию молодого учёного. Любовь к музыке
Аристарх Аполлонович сохранил и во время своей жизни
в Пулкове и привил её своим детям. В семье все играли
на рояле: старшая дочь даже кончила, как и её мать,
консерваторию, одновременно она с успехом занималась
лепкой. Из окон квартиры Белопольских постоянно
разносились по Пулкову звуки рояля.
Нужно сказать, что большинство товарищей Аристарха
Аполлоновича, как и вообще многие из пулковцев, были
любителями и достойными ценителями музыки. В Пулкове
нередко устраивались домашние концерты, на которых
выступали не только местные любители, но и
приглашённые из Ленинграда музыканты-профессионалы. Пулковцы,
например, слушали у себя прекрасный квартет оперного
театра. В 1915 г., когда пулковская молодёжь устроила
вечер памяти А. Н. Скрябина, Аристарх Аполлонович
предоставил ей для этой цели свою квартиру и сам перед
началом концерта выступил с кратким, но горячим
словом. Η. М. Морин рассказывает, что на одном из таких
концертов Аристарх Аполлонович в перерыве между
исполнениями вскочил с места, подбежал к стенным часам
и остановил маятник, монотонное тиканье которого мешало
слушать музыку.
Любовь к музыке и хороший слух помогали Аристарху
Аполлоновичу и в его научной работе. Так, например,
в 1900 г. в своём знаменитом опыте по проверке
принципа Допплера он определял число оборотов колёс с
зеркалами, поднося к зубцам шестерни бумажку и оценивая
высоту звука, издаваемого от ударов зубцов о
последнюю.
Следует заметить, что Аристарх Аполлонович любил
не только музыку, но и искусство и разнообразные развле-

НАУЧНО-БИОГРАФИЧЕСКИЙ ОЧЕРК
57
чения вообще. Он очень любил цирк, часто участвовал
в любительских спектаклях, которые организовывала
молодёжь, в «шарадах» на молодёжных вечеринках и т. д.
Вообще Аристарх Аполлонович всегда поддерживал
молодёжь. Мы уже указывали, что Аристарх Аполлонович
оказывал большое содействие молодёжи в научной работе,
а также и в их культурно-массовых и просветительных
начинаниях, Но Аристарх Аполлонович помогал молодёжи
и экономически. Многие практиканты и аспиранты даже
обедали у него в семье, что при отсутствии обсерваторской
столовой было весьма существенно.
Аристарх Аполлонович с необыкновенной горячностью
и быстротой откликался на научные запросы своих
товарищей и, особенно, молодых товарищей по науке, никому
не отказывая в совете и помощи. На их письма он всегда
отвечал немедленно, с первой отходящей почтой.
Всю свою трудовую жизнь Аристарх Аполлонович не
пользовался отпуском. Перемена места и новые
впечатления во время научных командировок и экспедиций
служили ему отдыхом. Из этих поездок он неизменно
возвращался освежённым и полным новых сил. Лучшим
отдыхом в ежедневном труде для Аристарха Аполлоновича
были прогулки в обсерваторском парке и слушание
музыки.
В старом Пулкове итоги работы подводились на
встречах нового года, которые обычно происходили на
квартире у директора. Аристарх Аполлонович неизменно
выступал на этих вечерах с кратким, но ярким словом. Он
обычно читал небольшие стихотворения одного из
мировых поэтов и на основе стихов строил свою речь, всегда
жизнеутверждающую, всегда полную веры в торжество
человеческого разума и всегда зовущую к новым победам
на пути раскрытия загадок, которые ставит перед
человеком природа. Он не мыслил себе существования без
науки и искусства и иногда приводил слова
Мефистофеля:
Да, только презирай ты разум и науки,
Ты силы высшие людей,
Я заберу тебя прекрасно в руки.

58
О. А. МЕЛЬНИКОВ
Многочисленные юбилейные речи, воспоминания,
некрологи, принадлежащие Аристарху Аполлоновичу,
проникнуты горячей любовью к науке и её деятелям, равно
как к её корифеям, так и к скромным рядовым
труженикам.
Аристарх Аполлонович был человек широко и глубоко
образованный и прятный собеседник. К тому же он был
очень весёлым, при каждом удобном случае любил
пошутить.
Из всего сказанного становится ясным, насколько
крупной фигурой в науке был Аристарх Аполлонович и
каким хорошим человеком он был вообще. Благодаря этому
Аристарх Аполлонович заслужил всеобщее признание и
уважение как учёный и как простой советский человек.
16 мая 1934 г. в Пулкове А. А. Белопольский
скончался.
* Советские астрономы продолжают и развивают астро-
спектроскопические и астрофизические исследования, часто
обращаясь к замечательному научному наследству,
оставленному А. А. Белопольским.
Г***=£^^*5^

ААБЕЛОПОЛЬСКИЙ
Астрономические
труды

ОТДЕЛ ПЕРВЫЙ
ЛАБОРАТОРНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ И ИСПЫТАНИЯ
ИНСТРУМЕНТОВ
ОБ АНАЛОГИИ МЕЖДУ ДВИЖЕНИЯМИ НА ПОВЕРХНОСТИ
СОЛНЦА И ЦИРКУЛЯЦИЯМИ ВО ВРАЩАЮЩЕЙСЯ
ЖИДКОЙ СФЕРЕ [1] *)
Предпринятые мною опытные исследования над
скоростями циркуляции внутри вращающейся жидкой сферы
имгли целью сделать попытку объяснить известный закон
вращения поверхности Солнца (выведенный по
наблюдению пятен). Кроме угловых скоростей, довольно хорошо
удовлетворяющих эмпирической формуле
ξ = a-\-b COS φ,
пятна ещё указывают на течение материи поверхности
Солнца, направленное от экватора к полюсам.
Констатирование последнего факта принадлежит Шпереру. Вывод
этот основан на 30-летних непрерывных наблюдениях
солнечной поверхности (Publ. Obs. Potsdam, IV, В. Η).
Третий факт, тоже вполне констатированный, это —
перемещение зоны пягнообразовательной деятельности
в направлении от полюсов к экватору. Следует отметить
то обстоятельство, что наблюдения дают нам сведения о
*) Труды VIII съезда русских естествоиспытателей и врачей,
1890, т. I, отд. I. Здесь и в дальнейшем цифры в прямых
скобках указывают номера примечаний в «Комментариях».

62
А.' А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
движении материи поверхности Солнца лишь в поясе
шириною в 100°, симметрично расположенном по обе
стороны солнечного экватора. Как закон вращения, так и
перемещение материи по меридианам — симметричны
относительно солнечного экватора. Эта симметрия уже давно
заставляла исследователей искать причины всех
упомянутых движений во вращении Солнца (Виннеке, Цёльнер,
Фай и пр.). Однако теоретические выводы, касающиеся
вращения жидких оболочек, не принимая во внимание
внутреннего трения, противоречили наблюдениям, так что
пришлось искать добавочных факторов для объяснения
неодинакового вращения солнечной поверхности.
Я пытался вновь искать причины движений на Солнце
в его вращении, основываясь на новых исследованиях по
гидродинамике. В 1885 г. вышло сочинение профессора
механики Московского университета Η. Е. Жуковского
«О движении твёрдого тела, имеющего полости,
наполненные однородной капельной жидкостью». В нём
рассматривается, между прочим, задача о циркуляциях в жидкой
сфере, обусловливаемых внутренним трением, в том случае,
когда угловые скорости слоев жидкости суть функция
радиуса. Проф. Жуковский (стр. 123 и 124), не задаваясь
каким-нибудь определённым законом угловых скоростей,
находит направление циркуляции и скорости их по
меридианам и по радиусу. Оказывается, что циркуляции
симметричны относительно экватора и в случае увеличения
угловых скоростей обратно с радиусом направлены на
поверхности от экватора к полюсам; скорость по
меридиану пропорциональна sin2c?. Угловых скоростей он не
даёт. Внутреннее трение предполагалось пропорциональным
относительной линейной скорости. Проф. Жуковский
указывает в своём сочинении, что для воды его теоретические
выводы применяются. На опыте получается именно то
направление циркуляции, какое он предсказал. Далее он
не пошёл, так как его задача этим заканчивалась.
Желая применить найденные им выводы к Солнцу, на
поверхности которого, как сказано, наблюдается
направление циркуляции от экватора к полюсу, я старался
опытным путём определить угловые скорости и скорости по

ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА И ЦИРКУЛЯЦИИ В ЖИДКОСТИ 63
меридианам некоторого слоя, концентричного с
поверхностью. Как видно по ходу изложения, предстояло на опыте
вращать жидкую сферу так, чтобы угловые скорости
поверхности были менее угловых скоростей внутренних слоев.
Я не буду здесь касаться возможных причин различных
угловых скоростей внутри Солнца.
Для моих опытов я воспользовался стеклянным
баллоном радиуса 87 мм. Баллон очень близок к сфере, так
что 1 мм на поверхности принят равным 0°,66 большого
круга. На поверхности этого баллона проведены были
меридианы и параллели, первых—16, вторых—10 на
каждом полушарии. Шар через имеющееся в нём горлышко
наполнялся водою с мелкими частицами стеарина
(удельный вес = 1) и помещался на большем шкиве
горизонтальной центробежной машины, так что параллели на
поверхности были горизонтальны; баллон приводился во вращение
около 40 оборотов в минуту и вращался равномерно до
тех пор, пока не приходила во вращение вся масса
воды до самой оси; тогда вращение понемногу
замедлялось, и замедление продолжалось до тех пор, пока
можно было остановить баллон, не вызвав вихрей у его
поверхности. Затем начинались наблюдения, которые
заключались в том, чтобы отмечать моменты прохождения
какой-нибудь одной частицы стеарина через
последовательные мерндианы и параллели, пока она, следуя циркуляции
воды, движется вблизи поверхности от экватора к полюсу.
В удачных случаях приходилось наблюдать одну и ту же
частицу в течение трёх оборотов, т. е. от параллели вблизи
экватора до полярных областей, оттуда внутри, на
некоторой глубине, вновь к экватору и т. д.
Моменты прохождения частицы через меридианы и
параллели отмечались хронографически. Часть циркуляции,
параллельной поверхности баллона, заключалась между 20
и 70°, это пространство пробегалось частицами, с различною
скоростью для каждого опыта, от 15 до 40 секунд времени.
Всего обработано мною движение до 100 частиц, из
которых большинство в воде при разных положениях
баллона на центробежной машине и 10 в довольно густом
растворе сахара (пополам с водою). Начальные угловые

64
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
. скорости во всех этих случаях были в пределах 1 — 20°
в секунду. Точность определения скоростей зависела от
величины самой скорости.
Вероятные погрешности каждого определения
колебались от ±0°,04 до ±0°,66.
Полученные из наблюдений скорости наносились в виде
ординат на сетку, абсциссы которой соответствовали
градусам широты. Отсюда уже получались угловые скорости
и скорости по меридиану для какой-нибудь данной широты.
В дальнейшем означают: φ — широту, φ'— скорость по
меридиану, ξ — угловую скорость, $' = V φ'2 -\- φ cos2 φ =
= χ —у sin 2 (φ ± α), ξ' — угловую скорость, вычисленную
по эмпирической формуле по способу наименьших квадратов
из наблюдённых угловых скоростей, φ' = ζ sin 2 (φ ± α) —
скорость по меридиану, вычисленную по эмпирической
формуле, (с — о) — остающиеся погрешности между
эмпирическими формулами и наблюдениями.
Далее даю результаты, полученные из наблюдения пяти
частиц:
?
36°,7
42,9
48,8
54,4
60,1
65,7
/
0°,80
0,88
1,03
1,00
0,93
0,85
е
2°,60
2,25
2,27
2,35
2,58
2,94
ξ COS φ
2°,08
1,64
1,50
1,37
1,28
1,21
/
5
ς
I. В воде
2°,23
1,86
1,96
1,70
1,58
1,48
2°,71
2,19
2,27
2,32
2,56
2,94
с — о
+0°,11
—0,06
0
—0,03
—0,02
0
/
*1
0°,85
0,93
0,97
0,96
0,92
0,85
с — о
+0°,05
+0,05
—0,06
—0,04
—0,01
0
ξ' = 5°,53 — 3°,26 sin 2 (φ — 2°,1); φ( = 0°,97 sin 2 (φ — 6°)
II. В воде
28°, 1
34,1
40,8
46,9
52,9
58,8
64,8
ί'
0°,79
0,87
0,93
0,94
0,89
0,78
0,65
= 4°,54
2°,68 2°,37
2,27 1,86
2,12 1,60
2,07 1,41
2,09 1,26
2,21 1,14
2,41 1,03
— 2°, 50 sin 2 (φ
2°,50
2,05
1,85
1,69
1,54
1,38
1,22
-3°,4);
2°,64
2,31
2,13
2,05
2,07
2,21
2,44
/
—0°,04
4-0,04
+0,01
—0,02
-0,02
0
+0,03
0°,80 +0°,01
0,89 +0,02
0,92 —0,03
0,92 —0,01
0,87 —0,02
0,78 0
0,66 +0,01
= 0°,93sin2(<f> + 2o)

ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА И ЦИРКУЛЯЦИИ в жидкости 65
9
20°, 1
26,1
32,2
38,8
44,9
50,9
56,8
6
ξ
<
φ ς ς COS φ s ξ
III. В воде
1°,07 9°,00 8°,45 8°,51 9°, 17
1,31 8,04 7,23 7,35 8,03
1,62 7,38 6,25 6,45 7,09
2,03 6,62 5,16 5,55 7,39
2,00 6,08 4,30 5,70 6,01
1,82 5,70 3,59 4,02 5,94
1,62 6,00 3,29 3,67 6,16
' = 12°,83 — 6°,90 sin 2 (φ — 4°, 1); φ^ =
с — о
+0°,17
—0,01
—0,29
—0,23
—0,07
+0,24
+0,16
φί С —О
1°,19 +0°,12
1,46 +0,15
1,66 +0,04
1,81 —0,22
1,85 —0,15
1,81 —0,01
1,69 +0,07
= l,°85sin 2φ
IV. В сахарном растворе
22° 3°,16 16°,67 16°,00 —0°,67
28 3,64 13,24 13,47 +0,23
34 4,14 11,25 11,56 +0,31
40 4,61 10,72 10,41 —0,31
46 5,22 10,47 9,99 —0Г48
52 4,80 10,72 10,41 —0,31
58 4,14 11,53 11,56 +0,03
64 3,53 12,85 13,47 +0,62
70 3,00 15,52 16,00 +0,48
' = 28°, 19 —18°,20 sin 2 (φ — 2°); <pj =
3°,26
3,89
4,34
4,61
4,69
4,55
4,22
3,70
3,01
+0°,10
+0,25
+0,020
0
—0,53
—0,25
+0,08
+0,17
+0,01
= 4°,68sin2<p
V. В сахарном растворе
24° 3°,33 20°,5 20°,9 +0°,04
30 3,75 18,7 18,4 —0,3
36 4,14 15,5 16,2 +0,07
42 4,80 15,0 14,6 —0,4
48 5,00 13,6 13,5 —0,1
54 5,46 12,9 13,1 +0,2
60 4,80 12,9 13,4 +0,5
66 3,75 13,6 14,2 +0,5
72 3,16 17,3 15,6 -1,7
= 27°,84 — 14°,71 sin 2 (φ — 10°); <?[ =
Если нанести скорости sr в виде
3°,11
3,85
4,41
4,77
4,93
4,89
4,61
4,15
3,50
—0°,22
+0,10
+0,27
—0,03
—0,07
—0,57
—0,19
+0,40
+0,34
= 4°,93 sin 2 (φ — 5°)
ординат на сетку,
абсциссы которой соответствуют широтам, то получим
прямые линии, очень мало наклонённые к оси абсцисс. Так
как жидкость в баллоне постепенно останавливается, то
можно думать, что при иных условиях опыта скорости s'
5 Зак. 1719. А. А. Белопольский

66
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
во всё время движения частицы у поверхности баллона
постоянны; так как, с другой стороны, скорости по
меридианам из опыта получились согласные с теоретическим
выводом проф. Жуковского, то из соотношения
Sf = COnst = V φ/2 4" ;2 COS2 φ
можно найти выражение угловой скорости, именно:
COS2 φ ' COS φ
Так как s' всегда больше ζ, то можно эту формулу
представить иначе:
s'*(\— ^-sir^c? j
COS φ '
довольствуясь двумя членами разложения в ряд и
обозначая постоянные коэффициенты через Μ и Ν:
s'fl - -^- sin2 2<Λ Μ —N sin* 2f
COS φ COS φ
He имея теоретического основания принять sr за
величину постоянную, я выбрал более простую эмпирическую
формулу для угловой скорости, которая довольно хорошо
удовлетворяет наблюдениям. Эта формула указывает на
существование во вращающейся жидкой сфере при
сказанных условиях закона угловых скоростей, аналогичного
с таковым же на Солнце — угловые скорости уменьшаются
с широтой до 45—55°. Скорости по меридианам возрастают
до тех же широт. На Солнце и этому закону есть
аналогичный, хотя не количественно, а лишь качественно. Именно,
движение пятен по широте очень медленно и часто
маскируется сильным изменением вида пятна. Оттого до 20°
встречается почти одинаковое число движений как от
экватора к полюсу, так и обратно, с небольшим перевесом
движений к полюсу. Между тем, за 25° до 45° на 100
наблюдённых движений 80% направлены от экватора к по-

ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА Й ЦИРКУЛЯЦИИ β ЖИДКОСТИ §7
люсам; здесь изменение фигуры пятна уже не может ма·*
скировать характера движения вследствие того, что сами
скорости движения больше.
Искать полного тождества законов движений на Солнце
с тем, что получилось из опытов, нельзя, потому что нам
совсем почти неизвестно состояние материи Солнца. Я
позволю себе лишь указать на некоторую аналогию между
движениями на Солнце и в жидкой сфере и выразить
надежду, что, может быть, гидродинамика со временем даст
более обстоятельные ответы на интересующий нас вопрос
о вращении Солнца.

О СПЕКТРОГРАФИЧЕСКОЙ ХАРАКТЕРИСТИКЕ
ТРИДЦАТИДЮЙМОВОГО ПУЛКОВСКОГО
РЕФРАКТОРА [2J ·)
После заказа в 1890—1891 гг. спектрографа,
аналогично таковому в Потсдамской обсерватории, было решено
монтировать его на 15-дюймовый рефрактор с целью
предпринять, насколько позволит время, предварительные
исследования в области небесной спектроскопии. После того
как спектрограф прибыл, я внезапно получил (ноябрь 9/21,
1891 г.) приказ от директора «сделать возможное, не
стесняясь ни временем, ни средствами, чтобы монтировать
спектрограф на большой 30-дюймовый рефрактор, так
быстро, насколько это возможно».
Эта трудная работа может, конечно, лишь частично
быть выполнена без затраты времени. Тем не менее
представляет интерес произвести исследование инструмента,
хотя ряд соображений приводит a priori к сомнениям
в возможности получения полезных результатов. Среди
этих соображений можно указать на следующие: объектив
исправлен только для визуальных лучей, размеры
спектрографа не были рассчитаны с учётом для использования на
большом рефракторе, на инструменте отсутствуют ключи
медленного движения и адаптор, отсутствуют
специальные наблюдательные ступеньки и, наконец, когда
спектрограф был монтирован, башня оказалась при многих
положениях инструмента слишком мала.
После того как большинство необходимых, но
несовершенных аксессуаров было в середине лета 1892 г.
изготовлено, мои наблюдения начались и продолжились в
летние месяцы 1893 и 1894 гг.
*) Ар. J., 1895, I, 366. Перевод с английского О. Мельникова.

ИССЛЕДОВАНИЕ 30-ДЮЙМОВОГО РЕФРАКТОРА 69
Я хочу сообщить о некоторых опытах, которые я
провёл с инструментом, особенно потому, что в последнюю
зиму мне представился удобный случай, благодаря чему я
смог монтировать спектрограф также к нашему новому
фотографическому телескопу (нормальному астрографу,—-
прим ред.). Таким образом, я получил серии спектрограмм,
которые дают возможность сравнить результаты,
полученные с двумя рефракторами.
Одно из наиболее существенных исследований
объектива— получение его хроматической кривой. Это
исследование уже было произведено Г. Струве по методу Фогеля.
Но наблюдения Г. Струве относятся только к четырём
точкам в визуальной области спектра, и они неточны из-за
влияния хроматизма глаза. Таким образом, представляется
весьма интересным для изучения степени ахроматичности
объектива получить серию спектрограмм. В связи с этим
спектрограммы были получены на изохроматических и на
обычных фотопластинках. Для первых щель помещалась
в фокус объектива для визуальных лучей, а для
последних— в фокус для Ηγ и λ 4410. Измерения производились
на микроскопе Тепфера. Спектрограммы ориентировались
перпендикулярно к измерительному винту и на них для
цели ориентировки накладывалась спектрограмма с
солнечным спектром.
Диаметры кружков хроматической аберрации в
визуальной области спектра редуцировались к фокальной
плоскости для лучей λ 6000 —λ 5000.
Нанесением на миллиметровку шестнадцати измеренных
диаметров на каждой из трёх спектрограмм звёзд классов I и
II и проведением через точки плавной кривой была получена,
с точностью до сотых миллиметра, следующая таблица:
Ι λ
боооА
5400
5800
5700
5600
1 5550
Диаметр
0,00 мм
0,08
0,15
0,22
0,23
0,19
λ
5400 А
5300
5200
5100
5000
I 4900
Диаметр Ι
0,15 мм
0,10
0,05
0,02
0,01
0,05 I
λ
4800 A
4700
4600
4500
4400
4300
Диаметр
0,17 мм
0,37
0,61
0,88
1,18
1,49

70
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Г. Струве нашёл для фокальной плоскости линий D — С
следующие диаметры:
λ Диаметр
6560 А 0,16 мм
4860 0,35
4340 1,77
Видно, что эти значения больше, чем таковые,
полученные по спектрограммам. Разница объясняется тем, что
наблюдения Г. Струве искажены хроматической
аберрацией глаза. Спектрограммы на ортохроматических
пластинках (erythrosin) начинаются около линии D,
достигают максимума интенсивности (точнее, почернения,—
прим. ред.) около λ 5500, далее интенсивность спадает
до λ 5000 и затем повышается до линии F и снова
спадает с увеличением ширины спектра к Ηγ, где спектр
не измерим.
Измерение диаметров на обычных пластинках дало
для фокальной плоскости около λ 4400 следующие
результаты :
λ
4270 А
4310
4340
Диаметр а
0,33 мм
0,20
0,08
4380 А
4400
4415
Диаметр
0,04 мм
0,00
0,03
λ
4443 А
4453
4668
Диаметр
0,09 мм
0,25
0,56
Интенсивность спектра (точнее, почернение
фотопластинки,— прим. ред.) около λ 4270 и λ 4670 так мала,
что в этих точках линий не видно, и измеримый участок
спектра при обычных условиях лежит между λ 4300 и
λ 4440. Если щель установить в фокальной плоскости для
λ 4341 и фотографировать спектр звезды класса I, то
получаются следующие диаметры;

ИССЛЕДОВАНИЕ 30-ДЮЙМОВОГО РЕФРАКТОРА 71
λ
4655 А
4550
4480
4383
Диаметр
0,94 мм
0,73
0,42
0,22
λ
4352 А
| 4341
| 4335
4326
Диаметр
0,12 мм
0,00
0,05
0,09
λ
4308 А
4272
4227
4217
Диаметр
0,16 мм\
0,26
0,40
0,48
Таким образом, оказывается, что диаметры в обоих
случаях очень быстро возрастают по обе стороны от Η .
Как следствие этого интенсивность (почернение, — прим-
ред.) быстро падает, что следует и из других
соображений, которых мы не коснёмся далее, и измеримый участок
и в этом случае также лежит между λ 4300 и λ 4450.
Теперь произведём сравнение этих результатов с
таковыми, выведенными из измерений на спектрограммах,
полученных с фотографическим телескопом. С учётом
заданного фокусного расстояния коллиматора (спектрографа,—
ярим, ред.) можно использовать вместо 330 мм только
250 мм отверстия объектива (фотографического
телескопа,— прим. ред.). Мы видим (из нижеследующей
таблицы,— прим. ред.), что в этом случае спектрограмма
оказывается длиннее в три раза, чем таковая, полученная
с 30-дюймовым рефрактором, и это зависит лишь от того,
что диаметры кружков хроматической аберрации почти
постоянны (для фотографического телескопа, — прим. ред.).
Отсчёт коллиматора 47 мм
λ
4800 А
4450
4340
4100
Диаметр
0,06 мм
0,01
0,00
0,02
0,04
Отсчёт коллиматора 45 мм
λ
4800 А
4410
4340
4200
4100
4000
Диаметр
0,03 мм
0,07
0,06
0,07
0,05
0,00

72
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Заметим, что для того, чтобы с 30-дюймовым рефрактором
получить измеримую спектрограмму звезды 3,5 величины,
необходима лишь в два раза меньшая экспозиция (по
сравнению с фотографическим телескопом, — прим. ред.).
Однако, если учесть апертуры этих объективов, то
отношение экспозиций должно быть меньше одной
девятой.
Изучим некоторые не оптические факторы, которые
оказывают влияние на характеристику 30-дюймового
телескопа. В общем, можно сказать, что изображения звёзд
в Пулкове не хуже, чем где бы то ни было, но воздух
всегда недостаточно прозрачен, что весьма существенно
для ультрафиолетового конца спектра. С учётом этого
спектр оказывается сильно ослабленным даже около Η .
О том, что это нельзя приписать в основном стеклу
(поглощению света в нём, — прим. ред.), свидетельствует тот
факт, что есть ночи (весной), в которые спектр звёзд
простирается до λ 4270. В другие вечера (и таких
большинство) непрерывный спектр одной и той же звезды даже
гораздо слабее с фиолетовой, чем с красной стороны
от Ηγ, что может быть, при наведении на эту линию,
причиной систематической ошибки. В большинстве случаев
наиболее интенсивная часть спектра (наибольшее
почернение, — прим. ред.) оказывается в области λ 4400 — λ 4300,
в то время как, если судить по диаметрам кружков
аберрации, интенсивность должна была бы быть симметричной
по обе стороны от места наименьшего кружка.
Из соображений о том, что упомянутая область
наиболее эффективна для звёзд класса II, призмы были
установлены на минимум отклонения именно этих лучей, и
линии спектра железа около λ 4405 и λ 4415
употреблялись для сравнения. С фотографическим телескопом
атмосферное поглощение сказывается в меньшей степени.
В случае спектров звёзд классов На—Ша его влияние
наиболее заметно, но не в такой степени, как с
30-дюймовым рефрактором. Изучим теперь подробно механическое
устройство рефрактора, так как оно наиболее важно при
установке и сохранении изображения звезды на щели,
(шириной 0,03 мм).

ИССЛЕДОВАНИЕ 30-ДЮЙМОВОГО РЕФРАКТОРА 73
Большое неудобство возникает из-за неустранённого
дефекта на большом рефракторе, заключающегося в том,
что столь длинная и массивная труба не имеет медленного
движения по прямому восхождению и склонению. В этом
случае механика фотографического телескопа имеет
существенное преимущество.
Чтобы иллюстрировать трудность установки и
сохранения изображения звезды на щели, я могу сказать, что
два компонента γ Девы легко спутать в течение
экспозиции. Наблюдатель непрерывно сомневается, какой из
компонентов находится на щели. При медленном
перемещении изображение одного из компонентов скачком заменяется
изображением второго, и момент этого скачка не может
быть зафиксирован глазом наблюдателя. Изображение
звезды смещается со щели даже при очень небольшом
движении, например, при лёгком давлении на окулярный конец
трубы телескопа (не на сам спектрограф). Очень трудно
также удерживать звезду в узких пределах по высоте
щели (которая параллельна суточному движению), особенно
при ветре. Поэтому спектр оказывается всегда более
широким, чем это необходимо для измерений, с
неизбежной потерей интенсивностей (почернений, — прим. ред.)
спектрограмм.
В фокальной плоскости для Ηγ визуальное звёздное
изображение представляется диском с диаметром 1,8 мм,
а центр этого диска (центр характеризуется наибольшей
интенсивностью) для его локализации на щели очень широк,
что значительно увеличивает трудности во время
экспозиции звёздного спектра и зачастую портит получаемый
результат.
Оказывается возможным при наблюдении в
30-дюймовый рефрактор с двухпризменной дисперсией получать
за один час спектры звёзд до четвёртой величины. Однако
это оказывается верным лишь в том случае, когда
атмосфера достаточно прозрачна, а звёзды находятся в зените.
Отметим также, что звёзды, с которыми это
оказывается возможным, должны принадлежать к классу I или
На (как α Возничего). Со звёздами же между классами
Па и Ша (а Тельца или. α Водопада) невозможно идти

74
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
ниже 3,5 зв. величины (за ту же часовую экспозицию,—
прим. ред.). Даже в случае ярких звёзд требуемая разница
в экспозиции для белых и жёлтых звёзд заметна. В то
время как спектрограммы а Лебедя и α Возничего
оказываются достаточно интенсивными (додержаны, — прим.
ред.) за экспозицию в пять минут, для получения
аналогичного (в смысле почернения,—прим. ред.) спектра
α Тельца требуется экспозиция не менее двадцати минут.
В общем мы можем сказать, что спектры звёзд до
3,5 величины включительно доступны для спектрографи-
рования с 30-дюймовым рефрактором. Если мы учтём
результаты, полученные здесь с фотографическим
телескопом, то нам станет ясно, что пулковский 30-дюймовый
рефрактор с имеющимися аксессуарами не даёт и половины
того, что он мог бы дать при другом оптико-механическом
устройстве и при другом небе, чем в Пулкове, как,
например, в Ташкенте и Дюшамбе (ныне г. Сталинабад — прим.
ред.) (но не в Одессе), Крыму или любой станции,
расположенной близко к морю.

О ХАРАКТЕРИСТИКЕ ВСПОМОГАТЕЛЬНОЙ ЛИНЗЫ
ДЛЯ СПЕКТРОГРАФИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ
С ТРИДЦАТИДЮЙМОВЫМ РЕФРАКТОРОМ
ПУЛКОВСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ [3] *)
Для того чтобы эффективнее использовать
30-дюймовый рефрактор Пулковской обсерватории для
спектрографических исследований, была недавно сконструирована
согласно предложения проф. Килера (Ар. J., 1895, I,
101) вспомогательная линза (афокальная, — прим. ред.).
Линза имеет диаметр 60 мм и расположена на
расстоянии 1,070 м над фокусом F-линии 30-дюймового
объектива.
По Штейнгейлю, которым была изготовлена линза,
радиусы её поверхностей суть следующие (в мм):
\ флин
421,7 J )
302,5 |КР0Н
Компоненты линзы склеены бальзамом.
Линза закреплена в месте, где первоначально
располагалась большая призма, отражающая свет под
прямым углом к оси объектива в спектроскоп прямого
Эрения,
*) Ар. J„ 1896, III, 147, Перевод с английского От Мельнц*
кова,

76
Α. А БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Посредством шестерни линза может перемещаться
перпендикулярно к конусу лучей (от объектива, — прим.
ред.). Её перемещение отсчитывается по разделённому
лимбу. Предусмотрена также возможность необходимой
регулировки. Так как в некоторые периоды в Пулкове
оптические поверхности сильно покрываются влагой, то
линза смонтирована на штыковом патроне, что облегчает
её отделение от трубы для обследования, с последующей
установкой без дополнительной регулировки. Чтобы
оценить преимущества, вносимые линзой, я получил серию
спектрограмм α Персея и α Кассиопеи. При этом ширина
щели и время экспозиции поддерживались неизменными.
Было обнаружено, что введение линзы укорачивает фокус
рефрактора для лучей Нг на 10 мм, — величина, которая
находится в пределах 60 мм шкалы коллиматора. Длина
спектра значительно увеличивается. Без линзы спектр
α Персея простирается от λ 4410 до λ 4230 (спектрограф
№ III), в то время как с линзой он простирается от λ 4860
до λ 4000. Для а Кассиопеи длина фотографического
спектра получилась следующей: без линзы от λ 4380 до
λ 4230, а с линзой от λ 4300 до λ 4100.
Измерение ширины спектра дало:
α Персея
коллиматор 22,5
с линзой
χ
4004
4045
1 4101
4927
4272
4341
4405
4550
4670
4820
4860
изм.
•ширина
0,12 мм
16
18
29
32
37
36
40
41
33
0,19
редуцир.
ширина
— 0,06 лш
— 0,02
00
+ 0,11
14
15
18
22
23
15
+ 0,01
без линзы
λ
_
—
—
4227
4272
4341
4384
4410
—
—
—
изм.
ширина
0,19 мм
27
40
56
0,67
редуцир.
ширина
+ 0,01 мм
09
22
38
0,49

о Характеристике вспомогательной линзы 11
α Кассиопеи
коллиматор 27,0
с линзой
\
4270
4330
4350
4450
4550
1 4600
4650
4700
4800
изм.
ширина
0,19 мм
22
25
25
26
26
26
25
0,23
редуцир.
ширина
0,00 мм
03
06
06
07
07
07
06
0,04
без линзы
\
4227
4235
4261
4280
4310
4340
4380
—
изм.
ширина
0,20 мм
15
18
20
30
37
0,50
редуцир.
ширина
0,05 мм
00
03
05 1
07
22
0,35
Так как ширина спектра зависит частично от скорости
ведения, то все предыдущие измерения редуцированы
к ширине в 0,18 мм.
Для сравнения ниже приведены редуцированные
ширины спектров, полученных с тем же спектрографом,
монтированным на фотографический телескоп:
λ Ширина
4100 0,05 мм
4200 07
4340 06
4410 07
4800 0,03
Интенсивнось спектра (почернение фотопластинки,—
прим. ред.) достаточно равномерна по всему спектру, хотя
по сравнению с интенсивностью коротковолнового
интервала (λ 4230—λ 4270) спектрограмм последняя несколько
больше. Это обстоятельство вызывается двумя причинами:
во-первых, наблюдённое изображение звезды не является

7-8
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
точечным и, во-вторых, коррекционная линза может
поглощать часть падающего на неё света (избирательно,—
прим. ред.).
Дополнительным преимуществом линзы является и то,
что с ней звезда может быть видна на щели —
обстоятельство, которое значительно облегчает гидирование.
Разницы вида спектральных линий при работе с линзой
и без неё не обнаружено.

ОПЫТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРИНЦИПА ДОППЛЕРА — ФИЗО,
НЕ ПРИБЕГАЯ К КОСМИЧЕСКИМ СКОРОСТЯМ [4] *)
Проект прибора для исследования принципа Доп-
плера — Физо был мною предложен в 1894 г. (см. Mem.
Soc. de Spett. Italian!, v. XXIII, и в Α. Ν., № 3267).
С тех пор я работал над осуществлением этого
прибора и теперь закончил его.
Идея прибора состоит в следующем.
Если источник света находится как раз посредине
между двумя параллельными зеркалами, то легко видеть,
что я-е отражение лежит от источника на расстоянии
s = 2nl, где /—расстояние источника от зеркала:
1-е отражение лежит на расстоянии 2/,
2-е » » » » 4/,
3-е » » » » б/
и т. д.
Если расстояние между зеркалами меняется в
зависимости от времени, то :л —2я-тт.
Когда источник света лежит не посредине между двумя
параллельными зеркалами, то результат получится тот же,
так как расстояние его от середины при
дифференцировании как постоянное исчезает. Отсюда видно, что даже
при небольшой величине — (скорость движения зеркала)
ds
-77 (скорость д-го отражения) будет в 2/г раз больше и
*) Доложено на заседании физико-математического Отделения
15 ноября 1900 г. Впервые напечатано в Известиях Академии
наук, 1900, τ XIII, № 5.

80
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
может достигнуть значительной величины. Например, пусть
скорость зеркал равна 50 м/сек; 10-е отражение уже
движется со скоростью 2 χ 10X50=1000 м/сек.
Далее, существует доказательство (Ketteler, Astrono-
mische Undulationtheorie), что однородный луч изменяет
длину волны после отражения от движущегося зеркала.
Именно, длина волны по отражении от подвижного
зеркала выражается следующим образом:
λ = λ0(ΐ ±у COS φ).
Здесь обозначают: λ0 — длину волны до отражения,
ν — скорость зеркала,
V—скорость распространения
света,
φ — угол между направлением
движения зеркала и
перпендикуляром к нему.
Если луч света отражается последовательно от многих
подвижных зеркал, то получим длины волн после
отражения
1-го ... A1 = X0(l±-^cos9),
2-го . . . X.2=k1(l±yCOs®J,
3-го ... λ3 = λ2Π —-τ? cos φ),
я-го ... Xn = Xn_1n±-^-cos<pj.
Предполагается, что все ν одинаковы и φ —
постоянный угол. Из предыдущих уравнений с достаточной точ-
ностью получим /9/П, \
*n=Xo(1:±=*yCOS?j'
Знак зависит от направления движения зеркал.
Отсюда видно, что разность λη — λ0 делается заметной
величиной при достаточно большом п, хотя ν может быть
величиной сравнительно малой.

ОПЫТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРИНЦИПА ДОППЛЕРА ФИЗО 81
На основании сказанного, нужно построить прибор,
двигающий параллельные зеркала в противоположные
стороны с возможно большею скоростью. Простейшее
устройство заключается в двух колёсах, из которых каждое
снабжено несколькими плоскими зеркалами. Колёса быстро
вращаются в разные стороны и связаны зубчатыми
колёсами так, что на весьма короткий промежуток времени
два из зеркал становятся во взаимно параллельное
положение. Источник света даст бесконечное число отражений,
одним из которых и можно воспользоваться для
исследования с помощью сильного спектрографа.
Каждое колесо моего прибора имеет восемь плоских
зеркал, стеклянных, отражающих посеребрённою
поверхностью. Размеры каждого зеркала 20 X 105 χ 3 мм.
Зеркала вставлены концами в соответствующие прорезы дисков
из алюминия и выверяются каждое 6-ю винтами. Вес зеркал
одинаковый. Диаметр дисков, в которые вставлены зеркала,
равен 250 мм. Каждое колесо наглухо надето на оси двух
динамомашин (всего четыре машины) завода Сименс и
Гальске. Каждая машина работает при напряжении в 50 вольт
и силе тока до 3 ампер и номинально должна делать
6000 оборотов в минуту. Прежде поступления в машины
ток проходит через два магазина сопротивления и через
амперметр. Два коммутатора служат для перемены
направления вращения каждой пары машин.
Колёса с зеркалами расположены так, что узкий пучок
света мимо первого колеса (считая от гелиостата) попадает
на зеркало второго и, отразившись несколько раз от
параллельных зеркал, проходит мимо второго колеса на щель
спектрографа. Все движущиеся части помещены на одном
чугунном штативе весом в 175 фунтов. Штатив этот помещён
на отдельном прочном деревянном столе, ножки которого
вдавили себе гнёзда в асфальтовом полу лаборатории. Перед
колёсами (считая от гелиостата) и позади их (между
колёсами и щелью спектрографа) установлено по щиту с узкими
отверстиями для входящего и выходящего лучей.
Я пользовался лучами Солнца. Для этого служил
небольшой гелиостат с часовым механизмом, выставляемый
за южное окно лаборатории на каменном кронштейне,
6 Зак. 1719. А. А Белопольский

62
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКЙЙ
Предварительные опыты показали, что отражение от
зеркал замечательно быстро теряет яркость и, кроме того,
белый пучок после нескольких отражений превращается
в оранжевый. Это побудило меня устроить новый
светосильный спектрограф. Он состоит из коллиматора с
фокусным расстоянием Р/2 м, камеры с фокусным расстоянием
13/4 м и трёх сложных призм (оптические части работы
Штейнгейля, Халле и Рейнфельдер и Хертль). Камера и
коллиматор деревянные, а коробка для призм стальная. Весь
спектрограф стоит на четырёх толстых деревянных винтах с
контргайками на отдельном прочном деревянном столе. Для
увеличения устойчивости на разные части спектрографа
положены тяжести, всего 280 фунтов. Щель спектрографа
находится на расстоянии одного метра от колёс с зеркалами.
По вложении кассеты в камеру она привинчивается
винтом. Внутри камеры, перед самой пластинкой, помещены
два экрана, которые легко заменяются один другим. Один
экран закрывает одну часть пластинки (считая вдоль
спектра), а второй закрывает другую.
Перед щелью на расстоянии нескольких сантиметров
находится на отдельном штативе затвор, позволяющий
открывать любую половину щели (по высоте). Между
колёсами и этим затвором находится конденсор (цилиндрическое
стекло, заменённое впоследствии обыкновенной линзой).
В коробке с призмами находится отверстие, через
которое можно наблюдать щель в отражении от первой
поверхности первой призмы. В стене коллиматора
непосредственно у объектива имеется также отверстие для
контроля хода лучей.
Вышеупомянутые экраны и затвор перед щелью дают
возможность расположить опыт в следующем порядке:
1. Половина щели открыта (например, верхняя). Зеркала
неподвижны; первая половина пластинки открыта.
Экспозиция.
2. Зеркала вращаются навстречу; первая половина
пластинки открыта. Экспозиция.
3. Другая половина щели открыта (например, нижняя).
Зеркала вращаются в противоположную сторону; вторая
половина пластинки открыта. Экспозиция.

ОЙЫТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРИНЦИПА ДОППЛЕРА ФИЗО 83
4. Зеркала неподвижны. Вторая половина пластинки
открыта. Экспозиция.
Таким образом, на одной и той же пластинке получаются
четыре спектра: два от зеркал в движении и два от зеркал
в покое. Относительное смещение спектральных линий двух
смежных спектров равно двойному смещению,
соответствующему скорости движения зеркал. Два спектра от
неподвижных зеркал служат исходными точками при измерениях.
Вследствие кривизны линий и изменений температуры во
время опыта без этих спектров измерений производить
совсем нельзя. Они же служат контролем неизменяемости
частей спектрографа во время опыта.
- В спектрографе фотографируется область между
λ = 438 πιμ. и λ = 450 ηψ; призмы поставлены на минимум
отклонения для λ между этими пределами.
Шкала вычислялась по измерению интервалов между
спектральными линиями на тех же спектрограммах,
которые служили для определения смещения линий. Так как
спектрограф в течение всего ряда опытов подвергался
небольшим переделкам, то вычислены были три раза по
способу наименьших квадратов логарифмы коэффициента к
для обращения отсчётов винта измерительного прибора
в скорости.
Вот эти величины:
1900, июня 27; \gk= 1,7878 для λ = 444,418 ιτψ
июля 6; » 1,7826 » 444,418 »
августа 9; » 1,7871 » 444,418 »
Заметим, что если смещение выражается 0,01 оборота
винта, то значение \gk, отличающееся от истинного на
единицу 2-го знака, вызовет ошибку в скорости лишь
в 14 м/сек. За такой малой величиной гнаться нет
возможности, а потому для дальнейших вычислений берём
середину из найденных величин \gk, т. е. \gk = 1,7862.
Чтобы уяснить себе точность описанного спектрографа
для определения лучевых скоростей, напомним, что звёздный
двухпризменный спектрограф Пулковской обсерватории
6*

84
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
определяет лучевые скорости звёзд второго типа с вероятной
погрешностью ±2 км/сек. Так как дисперсия данного
спектрографа в семь раз больше звёздного, то можно
ожидать, что при определении лучевых скоростей вероятная
погрешность будет колебаться около 0,2 /см/сек.
Устройство прибора было окончено весною сего года
в мастерской обсерватории. С этого времени я приступил
к предварительным опытам. Опыты эти показали, что при
быстром вращении зеркал спектр многократно отражённого
солнечного света так слаб, что для получения
спектрограммы, годной для измерений, нужна продолжительная
экспозиция. Так, например, для того чтобы
сфотографировать спектр восемь раз отражённого света, нужно
экспонировать больше часу. Получить все четыре спектра в том
порядке, как указано было выше, можно при экспозиции
больше двух часов. Летом, когда эти опыты вообще можно
производить, небо редко бывает безоблачно в течение
такого промежутка времени. Температура не может не
измениться за два часа, а следовательно, и спектры могут
от этой причины взаимно сместиться на величину одного
порядка со смещением вследствие движения.
Поэтому я решил воспользоваться шестым отражением.
В этом случае все четыре спектра получаются в течение
одного часа. Спектры от неподвижных зеркал получаются
при экспозиции в 2 сек.
Число оборотов колёс измерялось счётчиком; раза два
я воспользовался звуковым методом: к одному из зубчатых
колёс прибора подносилась бумажка и оценивалась высота
звука, издаваемого от ударов зубцов о бумажку. Оба
способа дали согласные между собою результаты. Оказалось,
что при силе тока 4г/2 ампера колёса сделали 2016
оборотов в 63 сек., т. е. 32 оборота в секунду.
По оценке высоты тона получилось «ля» третьей октавы,
т. е. 1740 ударов в секунду; так как зубчатое колесо имело
49 зубцов, то число оборотов колеса было 35 в секунду.
При силе тока 7х/4 ампера получилось 1512 оборотов
в 34 сек., или 44 оборота в секунду. Причину столь
малого числа оборотов против номинального нужно искать
в сопротивлении воздуха.

ОПЫТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРИНЦИПА ДОППЛЕРА — физо 85
Во время вращения стрелка амперметра оставалась
неподвижной в пределах а/4 ампера. Это указывает на
постоянство вращения. На то же указывал и звук, слышный
при вращении прибора.
Размеры прибора при сказанных скоростях вращения
дают следующие линейные скорости зеркал: так как
расстояние между внешними краями диаметрально
противоположных зеркал 23 см, а между внутренними 19 см, то
при 32 оборотах в секунду получим для шестого отражения
скорости 230—276 м/сек. При 44 оборотах в секунду
для шестого отражения получим 318—389 м/сек. Вероятно,
благодаря этому спектральные линии получаются на
спектрограммах более размытыми от движущихся, чем при
отражении от неподвижных зеркал.
Спектрограммы измерялись с винтом длиною в 65 мм.
Один оборот равен 0,5 мм. Увеличение микроскопа
употреблялось равное 15. Спектрограммы укладывались под
микроскоп всегда одинаково, именно так, что деления
барабана возрастали при передвижении от красного конца
спектра к фиолетовому. Сначала нить наводилась на линию
верхнего спектра в микроскопе, а затем на линию
нижнего, причём на каждую делалось пять установок. Разности
отчётов всегда даются в смысле «верхний—нижний спектр».
На спектрограммах надписано направление вращения
прибора при соответственном спектре. Знак 4- (плюс)
означает, что колёса вращались так, что зеркала
расходились; знак — (минус) означает, что зеркала двигались
навстречу друг другу. Направление вращения колёс
менялось независимо от половины щели спектроскопа, т. е.
зеркала двигались навстречу в одном опыте, когда верхняя
половина щели была открыта, в другом — когда нижняя
половина щели была открыта, и наоборот.
Все предварительные опыты и переделки заняли время
до конца июня и первую удовлетворительную
спектрограмму я получил 27 июня. Сравнительно малое число
спектрограмм, мною полученных, зависело отчасти от
неблагоприятной погоды, отчасти от того, что одновременно
с настоящими изысканиями я был занят на 30-дюймовом
рефракторе.

86
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Далее даны обстоятельства экспозиции и измерения
пластинок.
1 900, июня 27
Шестое отражение; экспозиция 30 минут; в начале и
в конце экспозиция при неподвижных зеркалах. Сила
тока 4Va ампера. Первое вращение -\-. В микроскопе
верхний спектр соответствует вращению —, нижний
вращению -(-.
Длина волны Разность отсчётов
Разность отсчётов
Спектры от неподвижных
зеркал
1-я линия —0,008 оборота
2-я » —0,006 »
3-я » —0,022 »
4-я » —0,016 »
Середина = —0,013 оборота
Середина = — 0,001 оборота
для λ = 445,1 πιμ.
Следующая схема (рис. 1) поможет сообразить смысл
смещения, причём пунктирная линия соответствует
спектральной линии, полученной при неподвижных зеркалах,
Верхний спектр
Спектрь
446,19 πιμ
446,21 »
445,76 »
445,60 »
445,47 »
445,17 »
444,80 »
444,40 »
444,34 »
442,56 *
[ от подвижных
зеркал
+ 0,011 оборота
-+ 0,007
— 0,008
— 0,005
— 0,010
+ 0,003 »
+ 0,003
— 0,005 »
— 0,008
0,000
Красный
конец —
Фиолетовый
конец
Нижний спектр
Рис. 1.
а сплошная соответствует спектральной линии, полученной
при движущихся зеркалах. Предполагается, что в верхнем
спектре пунктирная совпадает со сплошной.

ОПЫТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРИНЦИПА ДОППЛЕРА — физо 87
Смещение 0,012 оборота к красному концу в
нижнем спектре. Соответствующая лучевая скорость равна
0,73 кмIсек.
июля 1
На этой спектрограмме линии, полученные при
неподвижных зеркалах, показали такое значительное смещение,
что я признал сначала пластинку негодною.
Однако, если пренебречь этими линиями и измерить
взаимное смещение линий спектрограмм, полученных от
движущихся зеркал, то найдём скорость, близко
соответствующую линейной скорости вращающихся зеркал. При
этом нить измерительного прибора устанавливалась при
помощи линии раздела верхнего и нижнего спектров.
Причину взаимного смещения линий в спектрах от
неподвижных зеркал нужно искать в случайном изменении
какой-нибудь части спектрографа, либо непосредственно
после экспозиции для получения первого спектра, либо
непосредственно перед концом опыта.
Далее даны разности отсчётов барабана при наведении
на линии верхнего и нижнего спектров.
отсчётов
оборота
»
»
»
»
»
»
»
Середина — — 0,011 оборота
для λ = 444,1 ιημ.
Вероятная ошибка = ±0,004 оборота.
Соответствующая лучевая скорость равна 0,67 км/сек.
При опыте пользовался шестым отражением. Колёса
вращались 35 оборотов в секунду.
λ
445,94 ηψ
445,77 »
445,60 »
445,18 »
444,80 »
444,40 »
444,25 »
442,56 »
441,57 »
440,80 »
Разность
— 0,011
— 0,003
— 0,009
— 0,010
— 0,020
+ 0,003
— 0,006
— 0,017
— 0,022
— 0,015

Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
ИЮЛЯ
Шестое отражение; экспозиция 30 минут; в начале и
конце опыта фотографировались спектры от неподвижных
зеркал. Сила тока 7*/4 ампера (44 оборота в секунду).
Первое вращение было +.
Во время опыта температура коробки с призмами
изменилась на 0°,4С. При измерении под микроскопом верхний
спектр соответствует движению —; нижний спектр
соответствует движению -)-·
Спектр от подвижных
зеркал
λ = 446,20 τημ — 0,058 оборота
Спектр от неподвижных
зеркал
λ = 448,25 m|A — 0,074 оборота
448,24 » —0,075
447,62 » —0,084
446,87 » —0,080 »
Середина ==—0,078 оборота
Середина=—0,057 оборота
для λ = 444,2 πιμ.
Следующая схема пояснит смысл смещения (рис. 2).
Пунктирная линия означает линию спектра от
неподвижных зеркал, и в верхнем спектре она совмещена со
445,61 » —0,052
445,18 » —0,057
443,60 » — 0,060
442,56 » — 0,053
441,80 » —0,058
441,58 » —0,064
440,79 » —0,055
»
»
»
»
»
»
»
Красный
конец —
Верхний спектр
Фиолетовый
конец
Нижний спектр
Рис 2.
сплошной линией от подвижных зеркал. Отсюда видно,
что относительное смещение равно 0,021 оборота к
красному концу в нижнем спектре.

ОПЫТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРИНЦИПА ДОППЛЕРА ФИЗО 89
Это смещение
0,28 км/сек.
соответствует лучевой скорости
июля
Шестое отражение; экспозиция 30 минут; в начале и
в конце сфотографированы спектры от неподвижных зеркал.
Сила тока 7х/4 ампера.
При измерении верхний спектр под микроскопом
соответствовал скорости -)-, нижний спектр скорости —.
Спектр от неподвижных
зеркал
1-я линия + 0,002 оборота
2-я » +0,009
3-я » +0,003 »
4-я » —0,006 »
5-я » +0,006 »
Середина = +0,003 оборота
Спектр от подвижных
зеркал
1-я линия —0,007 оборота
2-я » —0,028 »
3-я » —0,009 »
4-я » —0,011
5-я » +0,009 »
6-я » +0,002 »
7-я » +0,006 »
8-я » —0,017
9-я » —0,010 »
Ю-я » —0,014 »
Середина =—0,008 оборота
для λ = 444 ιτιμ.
Следующая схема служит для уяснения величины и
направления смещения (рис. 3).
Верхний спектр
Красный
конец
Фиолетовый
конец
Нижний спектр
Рис 3.
Смещение 0,011 оборота к фиолетовому концу в
нижнем спектре. Соответствующая лучевая скорость 0,67 км/сек.

90
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
августа 7
Шестое отражение; экспозиция 30 минут. В начале и
в конце опыта сфотографированы спектры от неподвижных
зеркал. Сила тока 7х/4 ампера. Первое вращение -)-. При
измерении под микроскопом верхний спектр соответствует
движению зеркал —; нижний спектр —движению зеркал -J-.
Спектр от неподвижных
зеркал
Спектр от подвижных
зеркал
1-я линия
2-я »
3-я »
4-я »
5-я »
+ 0,045 оборота
+ 0,062 »
+ 0,068
+ 0,064
+ 0,068
Середина = + 0,059 оборота
λ = 445,60 πιμ
445,17 »
444,80 »
444,40 »
444,25 »
443,60
+ 0,080 оборота
+ 0,080
+ 0,060
-f 0,062
+ 0,074
0,068
441,85 » +0,063
Середина = +0,070 оборота
для λ == 444,3 ιημ.
Величина и смысл относительного
из следующей схемы (рис. 4).
смещения уяснятся
Верхний спектр
Красный
конец —
Ε
Фиолетовый
конец
Нижний спектр
Рис 4.
Смещение 0,011 оборота к красному концу в нижнем
спектре. Соответствующая лучевая скорость 0,67 км/сек.
августа 9
Шестое отражение; экспозиция 30 минут. В начале и
в конце опыта сфотографированы спектры от неподвижных
зеркал. Сила тока 7*/4 ампера. Первое вращение —. При
измерении под микроскопом верхний спектр соответствует
движению зеркал —; нижний спектр — движению зеркал -}-,

ОПЫТ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРИНЦИПА ДОППЛЕРА ФИЗО
91
Спектр
1-я линия
2-я »
3-я »
4-я »
δ-я »
б-я »
7-я »
от неподвижных
зеркал
+ 0,082 (
+ 0,071
+ 0,072
+ 0,077
+ 0,082
+ 0,075
+ 0,079
оборота
»
»
'»
»
»
»
Середина = + 0,077 оборота
Спектр от подвижных
зерк
λ = 446,18 тр Η
445,60 » -
445,18 » -
444,80 » -
444,40 » -
444-25 » -
443,71 » -
443,59 » -
442,56 » -
441,86 » -
441,79 » -
ал
- 0,079 оборота
-0*100 »
- 0,083 »
- 0,086 »
- 0,095 »
- 0,079 »
- 0,091
- 0,088 »
- 0,088
- 0,087 »
- 0,096
Середина = +0,088 оборота
для λ = 443,4 m,a.
Величина и направление смещения уяснятся из
следующей схемы (рис. 5).
Смещение 0,011
оборота к красному
концу в нижнем
спектре.
Соответствующая лучевая скорость
-f- 0,67 км/сек.
Верхний спектр
Красный
коней
Фиолетовый
—~~конец
-- Нижний спектр
Рис 5.
По числу оборотов
колёс
Сопоставление всех полученных скоростей даёт
следующую таблицу:
По смещению
спектральных линий
0,73 км/сек
0,67 »
1,28 »
0,67 »
0,67 »
0,67 »
1900
июня 27
июля 1
» 6
-0,55 км/сек
-0,60 >>
августа 7
9
0 46-
0,50-
0,64—0,78
0,64—0,78
0,64—0,78
0,64—0,78
Угол φ = 4°, и следовательно, cos φ = 0,998.
Смысл смещения во всех случаях соответствует
направлению вращения. Скорости в последнем столбце
соответствуют краям зеркал. Вероятная ошибка полученных
скоростей ±0,16 км/се к.
Результаты эти представляют лишь первую попытку
получить смещение спектральных линий, не прибегая к
небесным телам. Прибор наш далеко не закончен, и я надеюсь

92
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
со временем получить более удовлетворительные
результаты, чем представленные в настоящей статье. Вид
прибора показан на рис.6, на котором обозначены: а — щель
Рис 6.
для пропуска лучей от гелиостата, b — коммутатор для
перемены направления тока, с, d — колёса с зеркалами,
е — амперметр, /— магазины сопротивлений, g— общий
коммутатор. Один щит снят и находится под столом.

ОБ ОДНОМ СПОСОБЕ ПОДЧЁРКИВАНИЯ
СЛАБЫХ ЛИНИЙ ЗВЁЗДНЫХ СПЕКТРОГРАММ [5]*)
Давно известно, что копии на стекле контрастнее
оригиналов. Контрастность увеличивается, как известно, в
значительной степени, если копию усилить (солями ртути и
аммиаком, например) и вновь её скопировать. Таким путём
можно с густого негатива получить изображение детали,
с трудом лишь на нём заметной. Этот способ, однако,
не годится для обработки звёздных спектрограмм, где
линии так нежны и тонки, что осадок чернения, всегда
довольно крупный, может их исказить.
Но так как копии с одного и того же оригинала
негатива при наложении плёнками совпадают благодаря тому,
что стороны спектрограмм одинаковы, то этим способом
можно заменить чернение копий. Процесс заключается в
следующем. С данного оригинала делают на мелкозернистых
пластинках (например, диапозитивных) две копии. Их
склеивают канадским бальзамом или каким-нибудь клеем
(лучше медленно засыхающим) так, чтобы искусственные
линии одинаковых длин волн совпали. С такой склеенной
копии делают в натуральную величину снимок обыкновенною
камерой. Полученный негатив уже будет контрастнее
оригинала. Повторяя затем с этим негативом то же, что и
с первым, т. е. склеивая две копии с него вместе, мы получаем
позитив, затем опять негатив, значительно контрастнее
предыдущих. Продолжение этой процедуры или заканчи-
вание её зависит от качеств первого негатива, т. е. от
*) Доложено на заседании физико-математического
Отделения 9 февраля 1900 г. Впервые напечатано в Известиях Академий
наук, 1900, т. XII, № 2.

94
Α. Α. беЛопольский
атмосферных условий (прозрачность неба и постоянство
температуры во время экспозиции).
Этот способ имеет то преимущество, что взаимное
расположение деталей совсем почти не меняется, ибо плёнка
со стекла не снимается, как, например, в способе Бурин-
ского. Что точность измерений не страдает при
копировании, видно будет из следующего измерения
спектрограммы звезды Ρ Cyg (5 зв. вел.). Эта звезда даёт в своём
спектре ряд парных линий водорода и гелия, причём один
компонент пары блестящий, другой тёмный. Светлые
занимают нормальное место в спектре, тёмные же все смещены
к фиолетовому концу спектра. Звезда на основании этого
принадлежит к типу 1с по Фогелю.
Осенью 1899 г. автору удалось 30-дюймовым
рефрактором и спектрографом с двумя призмами и при них
камерой с фокусным расстоянием 250 мм получить коллекцию
спектрограмм этой звезды, совместно с искусственными
линиями водорода, железа и всегдашнего спутника
разряда— воздуха. Кроме упомянутых особенностей спектра
этой звезды, на пулковских снимках обнаружилось
присутствие в нём линий азота, причём и эти линии, подобно
линиям водорода и гелия, парные и состоят из блестящего
и тёмного компонентов. Эти детали, однако, так слабы,
что подметить их можно лишь при некоторой опытности.
Одна из полученных спектрограмм была подвергнута
обработке по описанному выше способу, и уже на 4-й
спектрограмме получили такую контрастность, что всякий без
труда может видеть на этой копии описанные детали.
Затем автор измерил положение спектральных линий
как на оригинале, так и на копии и вычислил
соответствующие длины волн по формуле Гартмана *). Как видно
из прилагаемой к статье таблицы, точность осталась на
копии почти та же, что и на оригинале. Постоянные
вычислены по линиям λ = 430,807; 452,495 и 486,150 т^.
Контрастность копий дала возможность перемерить и
такие линии, которые в оригинале только различались, но
при мало-мальски большем увеличении микроскопа исче-
*) Publ. obs. Potsdam, vol. XII; Αρ. J., 8, № 4.

cftocofe подчёркивания линий звёздных спектрограмм 95
зали. Затем характер сплошного спектра совершенно
изменился, и копия показывает, что мы имеем дело со
звездой сложной, весьма аналогичною переменной звезде
о Кита (о Cet).
Этот способ увеличения контрастности может оказать
услугу и при исследовании спектрограмм звёзд II типа.
Контрастную копию легче увеличивать, чем оригинал.
Подобным образом в звезде β An г вызваны были пары
(раздвоившиеся вследствие лучевой скорости) линий,
которых на оригинале и не подозревали. Те же результаты
получены и для спектрально-двойной ζ Большой
Медведицы.
В следующей таблице даны отсчёты при наведении на
линии, затем величина η (разность отсчётов на данную
линию и на искусственную λ = 452,495 ηψ) и длина волны.
После замечаний даны табличные длины волн для линий
железа (Кайзер и Рунге), для водорода (Потсдам), для азота
(Neovius). Большинство линий, названных блестящими,
составляют характерную особенность спектра и происходят,
вероятно, от того, что сплошной спектр звезды богат
полосами поглощения. Промежуток между такими полосами
может производить впечатление блестящей линии. Это
замечание не относится к блестящим линиям, находящимся
на краях тёмных линий.
Р Cygni
Копия с оригинала 1899, сентября 22
,_ο0ο,™„..^ (4.5986454)
Отсчёт
3,845 R
7,485 »
10,406 »
18,666 »
22,531 »
42,537 »
57,834 »
85,454 »
η
+38,692 R
35,052 »
32,131 »
23,871 »
20,006 »
0 »
-15,297 »
-42,917 »
λ
430,807
432,594
434,062
438,383
440,497
452,495
463,063
486,150
'
Πΐμ
»
»
»
»
»
»
»
■™ш»*т 247,444+//
. Искусственная линия
спектра железа
То же
Искусственная линия
спектра водорода
Искусственная линия
спектра железа
То же
Искусственная линия
спектра олова
Искусственная линия
спектра азота
Искусственная линия
спектра водорода
λ табличное Разность
430,807 m\i
432,594 »
434,066 »
438,372 »
440,493 »
452,495 »
463,082 »
486,150 »
—
+0,000 πιμ-
+0,004 »
-0,011 »
-0,004 »
—
+0,019 »
—

96
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСкИЙ
Продолжение
Отсчёт η λ
1. 10,431 R +32.1C6 R 434,07 my. блестящая, на краю тёмной.
2. 13,207 » 29,330 » 435,50 » тёмная, тонкая.
3. 18,122 » 24,415 » 438,09 » тёмная, широкая.
4. 18,446 » 24,071 » 438,27 » блестящая, тонкая; вероятно, часть
сплошного спектра между полосами поглощения.
5. 19,056 » 23,481 » 438,59 » тёмная, широкая.
6.20,921 » 21,616» 439,61 » тёмная, между двумя более светлыми частями
сплошного спектра.
7. 22,646 » 19,891 » 440,56 » более яркая, чем смежная часть сплошного
спектра.
тёмная.
тёмная, очень широкая,
блестящая, очень заметная; может быть,
Na, λ 442,0 πιμ., Na, λ 442,3 mjx.
блестящая, слабая,
тёмная, довольно ясная,
тёмная полоса, может быть, двойная.
тёмная, широкая полоса.
тёмная, тонкая; рядом ещё одна, трудно
измеримая., может быть, Ν, λ 444,72 πιμ..
тёмная.
тёмная, широкая полоса.
блестящая линия, или сплошной спектр
между полосами поглощения.
то же, как № 19.
блестящая, яркая линия Не; λ 447,18.
» резкая линия Не \
» слабая I широкая, тём-
} ная полоса
» не резкая j поглощения.
» » » )
блестящая; может быть, Mg, λ 481,14.
блестящая, характерная особенность
сплошного спектра.
тёмная, край обращен к фиолетовому концу,
резкий.
блестящая, как № 27.
блестящая, как № 27.
тёмная.
блестящая, как № 27.
блестящая, как № 27.
блестящая, как № 27.
тёмная, хорошая.
тёмная, слабая.
тёмная, слабая; начиная отсюда, в сплошном
спектре мало подробностей.
блестящая, хорошая.
блестящая, как № 38, может быть, Ν, λ 453,2
8.
9.
10.
11.
12.
13.
14.
15.
16.
17.
18.
19.
20.
21.
22.
23.
24.
25.
26.
27.
28.
29.
30.
31.
32.
33.
34.
35.
36.
37.
38.
39.
23,598
24,744
25,250
25,675
26,250
26,829
27,814
28,441
29,505
30,079
31,571
32,090
32,811
34,121
33,601
34,834
35,256
35,472
35,645
35,909
36,999
38,194
38,522
38,817
39,532
40,159
40,536
41,244
42,257
42,956
43,145
43,545
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
18,939 »
17,793 »
17,287 »
16,862 »
16,287 »
15,708 »
14,723 »
14,096 »
13,032 »
12,458 »
10,966 »
10,447 »
9,726 »
8,416 »
8,936 »
7,703 »
7,281 »
7,065 »
6,892 »
6,628 »
5,538 »
4,343 »
4,015 »
3,720 »
3,005 »
2,378 »
2,001 »
+1,293 »
+0,280 »
-0,419 »
-0,608 »
+1,008 »
441,09
441,74
442,02
442,26
442,59
442,92
443,49
443,85
444,47
444,81
445,69
446,00
446,43
447,22
446,90
447,65
447,91
448,04
448,15
448,31
448,98
449,73
449,93
450,12
450,57
450,97
451,21
451,66
452,31
452,76
452,89
453,15

СПОСОБ ПОДЧЕРКИВАНИЯ линий звёздных СПЕКТРОГРАММ 97
Отсчёт
40.
41.
42.
43.
44.
45.
46.
47.
48.
49.
50.
51.
52.
53.
54.
55.
56.
57
58.
59.
60.
61.
62.
63.
64.
65.
66.
67.
68.
69.
70.
71.
72.
73.
74.
75.
76.
45,300
46,513
48,746
49,905
50,643
51,563
51,836
53,599
54,412
55,320
56,382
56,604
57,618
57,864
59,252
60,182
60,281
60,367
60,610
60,976
61,359
61,921
62,211
63,142
63,371
63,563
63,734
65,052
65,319
65,509
66,018
66,562
67,429
68,275
68,569
69,431
85,457
R
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
2,763 R
3,976 »
6,209 »
7,368 »
8,106 »
9,026 »
9,299 »
11,062 »
11,875 »
12,783 »
13,845 »
14,067 »
15,083 »
15,327 »
16,715 »
17,645 »
17,744 »
17,830 »
18,073 »
18,439 у*
18,822 »
19,384 »
19,674 »
20,605 »
20,834 »
21,026 »
21,197 »
22,515 »
22,782 »
22,972 »
23,481 »
24,025 »
24,892 »
25,738 »
26,032 »
26,804 »
42,920 »
454,21 т
455,11 »
456,61' »
457,42 »
457,93 »
458,57 »
458,76 »
460,00 »
460,58 »
461,23 »
462,00 »
462,16 >
462,91 »
463,085 »
464,11 »
464,81 »
464,88 »
464,95 »
465,13 »
465,41 »
465,70 »
466,13 »
466,35 »
467,06 »
467,34 »
467,39 »
467,52 »
468,55 »
468,76 »
468,91 »
469,31 »
469,74 »
470,43 »
471,11 »
471,35 »
472,05 »
486,15 »
Продолжение
тёмная, шире, чем № 40.
темная, как № 41.
тёмная, может быть, двойная,
темная, слабая.
блестящая, как № 27; может быть, Mg, λ 458,7.
блестящая, как № 27.
тёмная; Ν, λ 460,13.
тёмная; Ν, λ 460,72.
тёмная, очень слабая; Ν, λ 461,42.
тёмная, со светлой на краю,
блестящая на краю № 50; Ν. λ 462,20.
тёмная, очень резкая,
блестящая; Ν, λ 463,09.
тёмная, очень ясная; Ν, λ 464,05 или О, λ 464,19.
тёмная; О, λ 464,92.
блестящая; О, λ 464,92.
тёмная; Ν, λ 465,10.
блестящая, как № 27; Ν, λ 465,10 или О.
блестящая, как № 27.
блестящая, как № 27.
тёмная.
блестящая, как № 27.
блестящая, как № 27.
тёмная.
блестящая, между двумя тёмными,
тёмная.
блестящая, как № 27.
тёмная, ясная,
блестящая, ясная,
тёмная, слабая,
тёмная, ясная,
тёмная.
тёмная, очень резкая,
блестящая, яркая; Не, λ 471,33.
блестящая. Здесь сплошной спектр
прекращается,
блестящая, очень яркая; Η, λ 486,15.
Следующая таблица содержит длины волн линий по
измерениям на оригинале
• ОП1 qqq 1 (4,555520)
Постоянные этой формулы вычислены по линиям λ =
= 430,807, 440,493 и 486,150 ту..
7 Зак. 1719. А. А Белопольский

§8
А. А. ЕЁЛОПОЛЬСкиЙ
Отсчёт η
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
И.
12.
13.
14.
15.
16.
17.
18.
19.
20.
21.
22.
79,342
76,711
69,263
47,696
33,875
77,164
76,670
75,958
75,810
68,777
67,219
63,321
55,686
55,308
44,028
41,995
37,461
36,921
35,149
34,055
33,824
32,646
31,736
24,466
24,187
9,247
8,918
λ
432,596
434,060
438,376
452,495
463,079
438,81
434,08
434,48
434,57
438,67
439,61
442,01
446,96
447,21
455,17
456τ69
460,19
460,62
462,03
462,92
463,15
464,08
464,83
471,10
471,35
485,82
486,16
λ табличное Разность
Искусственная линия спектра железа табл. —0,002
» » » водорода 434,066 +0,006
» » » железа 438,372 -0,004
» » » олова 452,495 0,000
» » » азота 463,09 4 0,011
тёмная, резкая; Η, λ 434,066
неблестящая, очень яркая; Η, λ 434,066.
тёмная,
блестящая.
тёмная, резкая; Не, λ 438,81.
блестящая,
блестящая.
тёмная, очень резкая; Не, λ 447,18.
блестящая, очень яркая; Не, λ 447,18.
тёмная,
тёмная.
блестящая; Ν, λ 460,13.
тёмная; Ν, λ 460,72.
тёмная; Ν, λ 462,20.
тёмная; Ν, λ 463,09.
блестящая; Ν, λ 463,09.
тёмная; Ν, λ 464,05.
тёмная; Ν, λ 465,10; О, λ 464,92; Fe, λ 464,76.
тёмная; Не, λ 471,33.
блестящая; Не, λ 471,33.
тёмная, очень резкая; Η, λ 486,15.
блестящая, очень яркая; Η, λ 486,15.

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА ПУЛКОВСКОЙ
ОБСЕРВАТОРИИ № III [6] *)
Новый спектрограф предназначался для 30-дюймового
рефрактора. Его размеры находятся в прямой зависимости
от размеров башни рефрактора, а потому длину
коллиматора спектрографа нельзя было сделать больше 600 мм.
Отношение фокусного расстояния и полного отверстия
коллиматора согласно с таковым же для рефрактора, т. е.
равно 18,5.
Важно, чтобы лучи звезды, проходя через щель,
заполнили весь объектив коллиматора. Для определения
диаметра пучка этих лучей за коллиматором перед призмами
помещалась фотографическая пластинка, на которой при
достаточной экспозиции (30 минут для звёзд α Лиры и
α Возничего) получается кружок. По многим снимкам
найдено, что диаметр кружка 32 мм. Так как диаметр
коллиматора 34 мм, то он диафрагмируется до 31 мм. При
искусственном источнике света (вольтова дуга) между ним
и щелью помещается матовая пластинка.
Объектив коллиматора можно приближать и удалять
от неподвижно укреплённой щели, причём его
передвижение отсчитывается на шкале. Когда найдено надлежащее
положение, его закрепляют.
Обыкновенно щель располагается в фокусе коллиматора
(например, лучей Ηγ). Однако можно также искать такого
расположения, чтобы отчётливость спектра наименее
страдала от изменения температуры во время экспозиции;
*) Доложено на заседании физико-математического Отделения
28 января 1904 г. Впервые напечатано в Известиях Академии
наук, 1904, т. XX, № 1.
7*

ioO
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
можно также искать такого расположения, при котором
отчётливость линий замечается на возможно большем
протяжении спектра.
Обратимся к рассмотрению условий, когда
отчётливость линий должна не зависеть от перемен температуры;
нужно для этого разыскать, вблизи какого положения
коллиматора (какого отсчёта на шкале) фокусировка
камеры спектрографа менее всего меняется. Для этой цели
фотографировался спектр Солнца при разных отсчётах
шкалы коллиматора и находился соответственный
наилучший по отчётливости линий спектр. Нахождение такового
облегчается, если на одной и той же пластинке рядом
сфотографировать два спектра, последовательно через две
половины щели. Если фокусировка была надлежащая, то
спектры в месте соприкосновения не представляют излома
в линиях *).
Таким образом получены следующие отсчёты:
Шкала
коллиматора
7,0
8,5
9,8
и,о
13,0
Шкала объектив
ной камеры
10,0
12,0
12,5
13,0
15,0
Отсюда видно, что между положениями коллиматора
8,5—11,0 фокусировка камеры меняется медленно, и здесь
будет наивыгоднейшее положение. Температура при этом
исследовании была -\-13° С,
Если определять фокальные кривые поверхности в камере
для протяжения спектра при разных положениях
коллиматора, то из сравнения их между собой легко заметить,
как следует наклонить пластинку, чтобы она ближе всего
совпадала с фокальной поверхностью. Для определения
фокальных поверхностей я воспользовался способом вне-
фокальных снимков Гартмана.
·**) Спектр Солнца фотографировался всегда на диапозитив
ных пластинках.

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № III
101
Исследование располагается следующим образом:
1) объектив камеры выводится в одну сторону от
фокального положения; лучи пропускаются через одну
половину призм (считая от вери ины до основания);
часть щели открыта, другая закрыта; экспозиция
спектра;
2) лучи пропускаются через другую половину призм;
закрывается прежняя часть и открывается другая
часть щели; экспозиция спектра на той же
пластинке;
3) объектив камеры передвигается по другую сторону
фокального положения; лучи пропускаются через одну
половину призм; часть щели открыта, другая закрыта;
экспозиция на другой пластинке;
4) лучи пропускаются через другую половину призм;
открывается часть щели, бывшая раньше закрытой,
закрывается бывшая ранее открытой; экспозиция спектра
на той же пластинке.
На двух пластинках получается таким образом по два
взаимно смещённых спектра рядом, немного размытых,
но вполне пригодных для измерений. Если измеренные
смещения какой-нибудь спектральной линии назовём d± и
d2, то расстояние χ по ц_кале объектива от одного
крайнего положения до точки, где лучи пересекаются с
оптической осью камеры, определится из уравнения
где Δ — разность полного перемещения объектива между
крайними положениями. Если повторить измерения для
ряда спектральных линий, то получим серию х-ов,
которые, будучи нанесены на разграфлённую бумагу, дадут
представление о кривых фокуса. Полученное χ нужно
придать к одному из отсчётов для крайнего положения
объектива Ν, или вычесть из другого.
Привожу результат таких исследований для трёх
положений коллиматора относительно щели, а именно, для
отсчётов 7,5, 9,75 и 12,5.

ш
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Снимки 1903, июля 26; Г = + 16°,0С; отсчёт коллиматора 7,5
λ Ν + χ λ Ν+χ
406 mp.
414
420
426
430
4,7
7,3
8,6
9,4
9,7
434 mjj.
440
444
450
460
9,8
9,7
9,5
8,8
7,8
При тех же условиях, но при отсчёте коллиматора 9,75
406 Ш[л 8,4 434 πψ. 11,5
414 10,8 440 11,2
420 11,6 448 10,4
424 11,75 454 9,7
430 11,75 460 9,1
и тех же условиях, но
406 ιημ
418
422
426
430
13,4
14,9
15,1
15,0
14,6
при
отсчёте
436 ηψ
440
448
454
460
коллиматора 12,5
13,8
13,4
12,4
11,75
11,0
Рассматривая эти три кривые, видно (рис. 1), что
можно в третьем случае (отсчёт коллиматора 12,5) под-
Отсчёты
jtonnuMamopa
^ -«5
_ 414 4ΖΖ 430 438 446 454/ημ
Острие клина к фиолетовому концу спектра
Рис 1.
Т= + /в°С
бором наклона пластинки, именно, подложив под неё клин,
обращенный острием к синему концу, получить близкое
совмещение с фокальной поверхностью в пределах от
д = 426 ηψ до λ = 460 ηψ. Я попробовал сделать это,

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № III №3
воспользовавшись имеющимся клином, и получил
следующую кривую.
1903, июня 10, клин остриём к синему концу, отсчёт на шкале
коллиматора 12,0.
λ
426 Πΐμ
428
430
438
442
Ν+χ
14,1
14,4
14,5
14,5
14,5
λ
446 τημ
450
454
458
Ν+χ
14,5
14,5
14,5
13,8
При изменении клина совпадение можно произвести
несколько в более широких пределах.
Замечу, что положение щели в фокусе коллиматора
соответствует отсчёту 9,8.
Щель спектрографа снабжена особым перемещающимся
экраном (щелевая бленда), позволяющим получать линии
искусственного спектра по обе стороны спектра звезды
на определённом расстоянии от краёв.
Спектрограф снабжён тремя простыми призмами из
лёгкого флинта с преломляющим углом около 60°.
Отклонение лучей Ηγ равно 180°. Призмы установлены в
минимуме отклонения для лучей Ηγ. К сожалению, обсерватория
не имеет лабораторного спектрометра, так что нельзя
было детально исследовать оптические свойства каждой
призмы. Пришлось ограничиться исследованием пучка
лучей, прошедшего все три призмы. Для этих целей были
из чёрного картона вырезаны диафрагмы разных форм и
размеров, именно, круглые от 16 до 34 мм в диаметре;
сегменты со стрелкой от 10 до 25 мм (эти диафрагмы
вставлялись хордами параллельно рёбрам призмы);
кольцевые диафрагмы 16—25 и 26—34 мм.
При этих исследованиях употреблялась вольтова дуга
между железными электродами. Между дугой и щелью,
помещалась матовая пластинка.
Отсюда оказалось, что годное поле спектрографа (камера
600 мм длиной) заключается в пределах λ= 414 ηψ—442 т\ь

104
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
(пластинка вмещает спектр λ = 404 ηψ — 486 ιημ).
Вне этих пределов спектральные линии получаются
неотчётливые, причём в нашем спектрографе эта
неотчётливость заключается в том, что линии делаются двойными,
между тем как вообще они должны были только
размываться. Эта картина остаётся при всех круглых
диафрагмах; малое отверстие лишь немного расширяет годное
поле. Между тем, употребляя диафрагмы-сегменты, можно
уничтожить двоение линий. Так, если пропустить лучи через
половину призм, закрыв часть от вершины до середины,
то получаются отчётливые линии в пределах между
Я = 404 — 452 ш|а. Половина призмы от вершины до
середины вообще не дает спектров отчётливее, чем вся призма.
Кольцевые диафрагмы не дали мало-мальски годных
для измерения спектрограмм.
Любопытно сравнить годное поле, получаемое отдельно
через половины призм от вершины до середины и от
середины до основания при разных положениях
коллиматора.
Основание призмы
λ
410 ιημ — 467 ΙΠμ
407 —459
403 —460
403 —460
397 —454
Отсчёт на
коллиматоре
7,0
8,5
9,7
11,0
13,0
Вершина призмь
λ
410- mfx — 440 ιημ
407 —443
412 —442
403 — 449
397 — 442
Вообще от вершины до середины призмы дают менее
отчётливые спектрограммы, оттого и пределы оценивались
хуже. Отсюда можно заключить, что .либо все три призмы,
либо одна из них дают в разных своих частях различную
дисперсию. Окончательно можно было бы решить этот
вопрос с помощью спектрометра.
Спектрограф имеет две камеры; одна обозначается
через III А, для пластинок 3 X 12 см, снабжена объективом
в 40 мм свободного отверстия. Объектив . перемещается
кремальерой, и перемещение отсчитывается на шкале
с нониусом-.- Фокусное расстояние (расстояние пластинки

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № III 105
от передней поверхности объектива) при отсчёте шкалы
12,5 равно 605,3 мм или от геометрической середины
объектива 600,1 мм±0,5 мм. Оптические качества этого
объектива были исследованы по способу Гартмана. На
объектив была надета диафрагма с отверстиями на
расстоянии 35, 20 и 7 мм попарно по обе стороны центра.
В камере фотографировалась, непосредственно через эти
отверстия, светящаяся водородная гейслерова трубка при
внефокальном положении пластинки — раз по одну сторону
и другой—по другую сторону фокуса.
По измерениям полученных изображений (как указано
было выше) получены следующие установки объектива,
соответствующие пересечению лучей с оптической осью:
Зона 17,5 мм 10 мм 3,5 мм
Объект 18,0 18,8 18,8
или, приводя предмет на бесконечность, соответственно
17,7 12,5 12,5
Вместо гей'слеровой трубки фотографировался также
Юпитер через диафрагму с двумя отверстиями при двух
внефокальных положениях пластинки.
Камера (отвинченная от спектрографа) стояла
неподвижно, так что от Юпитера получилось два следа на
каждой пластинке. Так. как пластинка в камере
помещается наклонно к оптической оси, то расстояние между
следами немного меняется по длине пластинки. Вот
результаты измерений:
Первая пластинка. Отсчёт на объективе 0,0
207,6 деления
200,7
198,3
Середина 202,2 = dx
Вторая пластинка. Отсчёт на объективе 20,3
122,9 деления
129,7
135,-9
Середина 129,5 = d>

106
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Отсюда отсчёт, соответствующий пересечению дучей,
равен 12 ,4. Это будет фокус лучей, к которым пластинка
наиболее чувствительна.
В спектрографе важно знать форму и положение
фокальной поверхности для лучей различной
преломляемости и притом при различных температурах. Выше был
указан способ получения этих поверхностей. Спектрограф
л^
14
1 ю
δ
406πμ
^у^
430
460 тμ
Отсчёт
коллиматора
9.7
Остриё клина к синему концу спектра
Рис 2,
Т=-4°С
таким путём подвергался целому ряду исследований, при
разных температурах и при разных наклонах пластинки
к оптической оси камеры.
Полученные отсчёты выравнены кривой и здесь даны
отсчёты только для целых λ, отсчитанные по ординатам.
1. 1903, марта 10; 7* = —0°,5С; под пластинкой клин остриём
к фиолетовому концу спектра.
спектра.
λ
400 тц
410
414
420
426
, марта 12;
λ
406 ΙΠμ
414
420
430
434
Ν+χ
9,2
12,0
12,8
13,9
13,8
Τ = 4°,0 С;
Ν + χ
7,8
9,4
Ю,6
12,6
13,1
λ
430 m(x
438
444
450
454
остриё
λ
438 mfA
444
450
454
Ν+χ
13,2
12,5
11,9
11,3
10,9
клина к син
Ν+χ
13,1
13,1
13,0
13,0

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № III 107
Отсюда видно, что второе положение клина выгоднее
первого, ибо, начиная с λ = 430 mjx, все лучи собираются
очень близко в одной плоскости и именно там, где
обыкновенные бромосеребряные пластинки наиболее
чувствительны, т. е. между λ = 430 m\i — 470 ηψ.
3. 1903, апреля 28; Τ = + 7°,7 С; остриё клина к
фиолетовому концу спектра.
λ
406 ιημ
414
420
428
432
438
N+x
11,1
12,7
13,5
13,4
13,3
12,8
λ
444 ΙΤίμ
448
452
456
460
Ν+χ
11,8
11,2
10,7
10,4
10,0
4. 1903, апреля 13; 7,==Н-7°,5С; остриё клина к синему
концу спектра.
λ
406 ίΠμ.
412
416
420
424
428
432
436
444
N+x
6,0
8,7
9,9
10,8
11,7
12,4
12,8
13,15
13,15
λ
448 tri(J.
452
456
460
464
468
474
480
486
N + x
13,05
12,85
12,7
12,5
12,3
12,0
11,5
11,05
10,6
Кривая № 4 также показывает, что при надлежащем
выборе клина возможно значительную часть спектра
получить в одной плоскости. Все эти кривые получены при
положении коллиматора 9,75. Присоединяя сюда кривую,
помещённую в начале статьи, соответствующуюТ=+ 16°,ОС,
можем составить таблицу фокальных плоскостей при разных
температурах. Вот эта таблица:

108
А» А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Τ
+ 0°
4
λ = 414πιμ
12,8
12,8
8 12,5
10
12
14
16
12,2
11,7
11,3
10,8
418 Ш(л
13,3
13,3
13,3
12,8
12,5
11,9
11,4
422 Πΐμ
13,4
13,4
13,5
13,1
12,7
12,2
11,7
430 m;x
13,2
13,3
13,4
13,0
12,6
12,2
П,7
434 ιημ
12,8
13,0
13,2
12,7
12,3
11,9
11,5
438 ηιμ
12,5
12,6
12,7
12,4
12,0
11,6
11,3
440 ιημ
12,3
12,3
12,3
12,0
11,6
11,4
11,2
Остриё клина для этих кривых к фиолетовому концу.
В 1904 г., февраля 27, была определена кривая фокуса
при Г= — 13°,8 С; она оказалась почти тождественной
с кривой для Т= 0°.
Если взять середину отсчётов между λ = 414ηψ и
λ = 440 ηψ, то получим такую таблицу:
Τ
+ 0°
4
8
10
12
14
+ 16
Отсчёт
13,0
13,0
13,0
12,8
12,4
12,0
11,4
Для другого положения клина имеются только две
кривые: для Т= — 4°,0 и Г=-}-70,5. Кривые почти
тождественны.
Выше было упомянуто, что при ходе лучей через
половину призм получается иная фокусировка, чем при
ходе лучей через другую половину, считая -от вершины
до основания. Это обстоятельство было подробнее
исследовано с помощью внефокальных снимков отдельно для

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № lit 1θ9
Каждой половины призм. Действительно, для половин
получились две различные фокальные кривые.
1. 1903, апреля 28; Т== -)- 8°,0 С, положение
коллиматора 9,75; остриё клина к синему концу. Ход луч:й
через половину между вершиной и серединой.
λ
420 mp.
424
428
432
438
442
Ν+χ
10,2
10,8
11,3
11,7
12,0
12,1
λ
446 πιμ
450
454
458
462
Ν+χ
12,1
12,1
12,0
11,5
11,0
2. Ход лучей чзрез половину между серединой и
основанием.
λ
420 ιημ
424
428
432
434
438
Ν+χ
10,5
11,6
12,35
12,8
13,0
13,1
λ
442 πψ
446
450
454
458
462
Ν+χ
13,1
13,1
13,0
12,7
12,3
11,8
Вторая камера спектрографа обозначается через III В.
Ее' объектив тоже диаметром в 40 мм.
Фокусное расстояние: 407,3 мм от центра объектива,
413,1 мм от передней поверхности.
Оптические качества исследованы в двух зонах, на
расстоянии 19,3 и 7,8 мм от центра, пользуясь внефо-
кальными снимками. Установка фокуса
для зоны 19,3 17,5,
» » 7,8 18,0.
Камера В может занимать пягь разных положений
в спектрографе. Среднее положение соответствует
направлению лучей H(i вышедших из последней призмы. Затем
два крайних соответствуют по одну сторону лучам Ηε,
по другую — лучам На. Промежуточные два положения соот-

iio
А. А. БЕЛОПОЛЬСКиЙ
ветствуют, с одной стороны, направлению лучей Н$, а с
другой— Ηβ| в каждом из упомянутых положений водородные
линии будут посредине пластинки (8 X 1,5 ел*).
Положение призм остаётся для всех положений камеры одно и
то же.
В каждом из пяти положений (кроме Нв) определены
фокальные поверхности по описанному уже способу.
Положение для Ηγ; Т= 11°,5С
λ
406 nifj.
410
414
418
422
426
430
λ
418 mjx
422
426
430
434
438
442
Ν + χ
17,3
17,4
17,6
17,7
17,75
17,8
17,9
Положение
Ν+χ
17,3
17,7
18,0
18,1
18,1
18,0
17,9
λ
434 mp.
438
442
446
450
454
Ηγ; Г = 2°,4С
λ
446 Πΐμ
450
454
458
462
466
470
Ν+χ
щ
17,8
17,7
17,6
17,4
Ν+χ
17,7
17,4
17,1
16,8
16,5
16,4
16,2
Как видно, изменение температуры мало влияет на
фокусировку. Средняя фокусировка в интервале 418 ηψ—446 mjx
получается
для Г=- 2°,4 17,85
» 7=+110,5 17,81
Положение для Ηδ; Τ = + 11°,0
λ
396 ΐϊ\μ
400
404
408
412
Ν+χ
18,5
18,5
18,5
18,4
18,2
λ
416 my.
420
424
428
432
Ν + χ
17,7
17,2
16,6
16,25
15,0

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА №111 Ш
Положение для Ηβ; Τ = + \\°,0
λ
440 Πΐμ
444
448
452
456
460
464
Ν+χ
15,8
16,3
16,7
17,2
17,6
17,9
18,0
λ
468 пцд.
472
476
480
484
488
492
Ν+χ
18,1
18,1
18,1
18,1
18,1
18,0
17,8
Положение для Не; Τ = — 2°,4
λ Ν+χ λ Ν+χ
384 πιμ 14,9 396 πιμ 17,8
388 15,6 400 18,5
392 16,7
Для последней области пластинка совсем не имеет
фокусировки, т. е. ею можно пользоваться только для
фотографирования отдельных линий.
Спектрограф снабжён автоматическим электрическим
термостатом, поддерживающим любую температуру в
пределах 0°,1С. (Описание его см. Z. f. Jnkde, 1900.)
Поправки от кривизны спектральных линий
Призмы спектрографа и щель выверяются так,
чтобы линии не имели наклона к направлению
спектра, чтобы касательная, проведённая к середине линии,
была перпендикулярна к направлению спектра. Лучше
всего это исследуется совмещением двух
спектрограмм искусственного спектра железа, накладывая плёнку
на плёнку. Средняя часть линий (очень узкая)
экспонируется дольше; вследствие этого по всей длине спектра
получается тонкая полоска передержанного спектра. При
наложении пластинок средние полоски совмещаются; тогда
при наличии малейшего наклона он ясно выступит, ибо
взаимный наклон линий равен двойному наклону к
направлению спектра; изменяя положение щели, легко его
довести до нуля.
Исследование кривизны линий также удобнее всего
производить на двух совмещённых плёнками пластинках со
спектром железа. При этом однородные концы спектро-

114
Α. λ. ЁЁЛОПОЛЬСКИИ
грамм располагают в разные стороны и последовательно
сближают между собою линии одной и той же длины
волны. Тогда очертания двух таких линий дают
симметричную фигуру в виде лодочки, концы которой (если они
не совсем совмещены) и середину (стрелку) измеряют.
Так как спектральные линии представляют дуги парабол,
то, зная длину хорды и величину стрелки (при
предполагаемом смещении концов, или принимая в расчёт
расстояние между концами, если они не совмещены), вычисляют
параметр параболы. Если через χ обозначим абсциссу
параболы (она же поправка за кривизну), через
у—ординату (расстояние от вершины параболы), то из уравнения
χ = ?г- вычисляется поправка для любого^» которая
зависит от ширины звёздной спектрограммы.
Для камеры III А подобные измерения дали:
для λ = 442,7 ιημ, стрелка = 1,507 оборота для 2у = 11,8 мм
426.1 » » = 1,706 »
410.2 » » = 1,808 »
Отсюда получим:
для λ = 442,7 Ш(х, 2/7 = 7,39 (у выражено в оборотах винта)
426.1 » = 6,53
410.2 » = 6,16
Для камеры III В точно так же получено:
для λ = 751 mfx, стрелка = 1,068 оборота для 2у = 7,5 мм
431 » » = 1,106
415 » » =1,296
Другое измерение:
для λ = 442,7 ιτιμ, стрелка = 1,254 оборота для 2у = 8,1 мм
426.1 » » =1,348" »
410.2 » » =1,514 »

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № III ИЗ
Отсюда получим λ 2р
451.0 ιημ 4,21 (у выражено в оборотах винта)
442,7 » 4,19
431,5 » 4,07
426.1 » 3,86
415,5 » 3,47
410.2 » 3,47
С помощью этих чисел вычислена таблица поправок
за кривизну, которые всегда нужно вычитать из отсчётов,
если они возрастают с возрастанием λ (см. стр. 114 —
прим. ред.). Таблица заключает также поправки,
выраженные в км/сек; это вычислено по формулам:
in а с Κοίλ —327,69)1,6 λ, 300 000 км
для HI А 5= з,8925 И К°= 1 ·
in о с Ц>(а — 335,52)1,5 Ач
для III В S= ov 34717' χ*).
Для редукций измеренных звёздных спектрограмм
служит показательная формула Гартмана.
Постоянные коэффициенты этой формулы были
вычислены по сопоставлению известных длин волн спектра
железа с измерениями тех же линий на спектрограммах,
произведёнными прибором Тепфера (модель 1890 г.), винт
которого годен в пределах 36 мм.
Для данных целей винт был подробно исследован:
измерен был интервал 0,25 мм через каждый оборот при
увеличении микроскопа в тысячу раз. Эти измерения
произведены три раза. При составлении таблицы поправок
необходимо отмечать, что считается первым оборотом.
Наш винт перестаёт упираться при отсчёте — 52
делений барабана; поэтому первый оборот считается от —[— 0,0
до -\- 1,0 оборота. Здесь привожу таблицу поправок винта
от пяти до шести оборотов, составленную на основании
всех трёх измерений. Температура в измерительной
комнате колеблется от +13 до -j- 16° С.
*) См. Г а ρ τ м а н, Α, Ν., В. 155.
8 Зак. 1719. А. А. Белопольский

114
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
н
ο
Q,
Ο
VO
ο
ο
CN
«Is
о
(Μ Ю О О -н СО
00 С75 C7i С7) О
СО гч О 05 N Ю
СО СО СО Ю Ю Ю
О
Οι
о
\о
о
СМ
оо
(ο,-,^,ι-ποοίΝ^σιο
О ^ ^ W « т^ ΙΟ 1С l>
сч (Ν —Γ csf см CN of CM** оГ
О SCOOOONOOiO^
r-^ ο ο ο φ ο σ^ σ^ О) с^
t-T ,-Г ,-Г т-Г о" о" о~ о о о
^1*
о
о
о
о
t-< СО О) СМ СО *—' СО r-ι СО СМ
_ι r-r-CSOJOOCO^^LO
03
Η
о
α.
о
^
^f СО 00 О i-i см см
ту rf rf Ю Ю ΙΟ Ю
о" о"
Ю Ю тС rt 00 (N г- G
со со со со со со со ►—«
О4 О4 cd
Он
о
Он
о
VO
о
СО
о
сОЮЮЮ1010ЮгОЮ
*1ϊ
°~ н
00
о
(ΝΙΝ-ΦΝΝ-ΗΟΟίΟσ)
юююююсосососо
00 b^COvOi-Orf'^Tf'Tf'^
см смсмсмсмсмсмсмсмсм
о^ о
о
VO
о
CJi *—< ▼—< СО "^ rf Tf
~ CM CM CM CM CM CM
ο οΛ
CO CO Ю iO Ю Tf Tf
о
о.
о
VO
о
о
о
сооо^^юююсоь
о4
1^-СОСОСОСОСОСОСОСО
ооооооооо
£
ю со со т*« см СМ ι-*
СО TF Ю СО^ 00^ о^ сож
со" со" со* со* со* ь-Г с^Г
£
СО Tft^OOCOCOCOO^CMCO
СО^ fr- 00^ С7^ О^ »-« ι— ,-н СМ^ С^
со" со" со" со" т^*4 -«ф*4 тр" тР ^ τί~
00 СМ СО о ^ оо см
у-* CM CM СО СО СО Tf
"*3* ^* ^ ^t1 ^f ^f ^ί1
00 СМСООт^ООСМСОО^
τ-t смсмсососо^тгюю
Tf4 Tj-1 ·^ Tf Τί4 Tj*1 ^tf* Τ^ Tt* ^f

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № III П5
Поправки винта Тепфера
Отсчёт
1 (
5
10
20
25
30
35
40
45
50
55
60
65
70
75
80
эборот
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
— 0,7 деления
0,8
0,7
0,6
— 0,5
0,5
0,6
0,6
-0,7
0,8
0,9
1,0
— 1,2
1,3
1,2
— 1,2
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
:»
»
»
»
»
Отсчёт
85
90
95
100
105
НО
115
120
125
130
135
140
145
оборотов—1,1 ,
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
1,1
1,1
1,1
-1,0
1,0
0,9
— 0,5
0,0
+ 0,7
1,6
2,5
+ 3,8
деления
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
Для камеры III А были измерены шесть спектрограмм,
снятых при разных температурах. Пластинка клалась на
измерительный прибор всегда так, что одним и тем же
линиям соответствовал приблизительно один и тот же
отсчёт; измерения производились на каждой пластинке
сначала от фиолетового конца спектра к синему, а потом
от синего к фиолетовому (пластинка перекладывалась).
Полученные отсчёты выравнивались кривой и приводились
к отсчётам, соответствующим снимкам, сделанным при
0°С. Таким образом, для определённых линий спектра
железа получилось для каждой шесть отсчётов, из которых
составлены середины; они обозначены буквой #.
Соответственно каждому выписаны из таблиц Кайзера — Рунге
(Wied. Ann. 4te F. 3) и Роуланда (Ар. J.) длины
волн. По трём линиям вычисляются постоянные формулы
и пробами — показатель. Затем обратно вычисляются
по отсчётам η длины волн соответствующих линий;
сравнивая их с табличными, получают ряд поправок.
8*

116
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
При помощи их исправляют постоянные формулы и т. д.,
пока не получится результат, дальше которого идти
нет надобности.
То же самое было проделано для камеры III В по
измерению 29 спектрограмм. Результаты этих исследований
помещены в следующей таблице:
л
5,246
fc,561
12,281
15,815
20,728
22,278
28,355
29,587
31,100
53,139
58,808
68,692
78,708
85,664
95,652
107,614
111,795
116,633
III А; Г:
λ
4191,607
9,253
4204,126
10,518
9,522
22,392
33,778
36,113
38,993
82,569
94,290
4315,256
37,214
52,906
76,095
4404,937
15,304
27,493
Формула
λ=3726,923+ι
=0°,0
λ табл.
4191,611
256
119
521
523
387
771
118
980
567
290
255
219
910
104
929
301
490
для III А
/ 5,1143394 ·
(,871,363-л,
Т°С
+ 4
+ з
-7
+ з
+ 1
— 5
— 7
+ 5
—13
— 2
0
— 1
+ 5
+ 4
+ 9
— 8
— 3
— 3
Л/0,6.
л
8,359
20,875
26,127
29,489
33,336
36,892
40,747
42,405
45,184
47,462
50,799
54,260
58,986
65,763
67,935
76,709
79,988
85,359
88,291
92,556
97,130
105,245
λ=
III В;
λ
4202,195
26,107
50,947
60,644
71,935
82,560
94,289
99,402
4308,067
15,258
25,940
37,210
52,918
76,107
83,712
15,308
27,492
47,906
59,298
76,188
94,737
4528,798
Г=0°,0
λ табл.
4202,128
115
945
640
934
565
290
410
080
262
941
216
908
108
720
301
490
912
301
185
738
798
Формула для III В
=3355,245+((
4,7727324 ч2
552,237-л^
Τ °С
+ 3
+ 8
- 2
— 4
— 1
+ 5
+ 1
+ 8
+ 13
+ 4
+ 1
+ 6
—10
+ 1
+ 8
— 7
- 2
+ 6
+ з
— 3
+ 1
0
Числа в числителе — логарифмы, λ выражено в 0,1 ту..
Вычисление длин волн по этим данным и по
измерениям спектрограммы звезды будет заключаться в
приведении отсчётов на линии искусственного железного спектра,

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОГРАФА № III П7
на отсчёты этой таблицы. Разности табличных и
измеренных η выравниваются и с помощью выравненных
разностей приводят отсчёты на линии звёздного спектра к
нормальным отсчётам. Эти последние вставляют в формулу
и вычисляют λ.
В заключение привожу дисперсию и шкалу
спектрографа.
Дисперсия Число 0,1 πιμ на 1 мм
λ для ОД πψ. камера Ш А камера IIIВ
420 47", 7 7,2 10,6
433 39,2 8,7 12,9
440 35,2 9,8 14,4

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК [7] *)
Явления неполного согласия спектров свечения комет-
ных голов и хвостов с таковыми же свечениями газов,
получаемыми в лабораториях, заставляют искать всё новых
условий свечения газов, имеющихся в распоряжении
физиков. Многое, конечно, разъяснено: спектр кометных
хвостов оказался в большой степени схож со спектром СО
в катодных свечениях. Линии газов в ядре кометы
исчезают при малом перигельном расстоянии, когда
появляются, линии натрия, — это тоже удалось воспроизвести
в лаборатории Гассельбергу и Видеману, нагревая трубку
с парами металлов и газов до известной температуры,
и т. д. Но такое явление, как присутствие всегда одного и
того же спектра у всех комет, который приписывается
углеводороду (одному из них, ибо спектры углеводородов
не отличаются друг от друга), остаётся до сих пор
загадкой, как и многое другое. Kayser в I томе своей
«Handbuch der Spectralanalyse» указывает на важность
новых исследований спектров свечений гейслеровых трубок
при разных: давлении, температуре и других условиях.
Нынешним летом я подверг исследованию целый ряд
гейслеровых трубок с водородом, гелием, азотом и
углеводородами (метан, бензол и ацетилен, судя по надписям).
Водородные трубки (всего 17 шт.) большею частью
очень старые, не моложе 10 лет.
Меня интересовал спектр свечения их в толстой части
трубки; свечения всегда очень слабые, а потому требую-
*) Доложено на заседании Отделения физико-математических
наук 20/7 марта 1918 г. Напечатано в Известиях Академии наук,
1918, стр. 1033.

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК И9
щие большой выдержки для получения фотографии
спектра. Чтобы избегнуть продолжительной экспозиции и
нагревания трубки (что могло осложнить явление), я
сконструировал спектрограф большой светосилы: одна призма
из лёгкого флинта с преломляющим углом 60°,
коллиматор длиной в 280 мм и камера с объективом, дающим
изображение на расстоянии 50 мм от заднего стекла;
щель употреблялась шириной 0,04 мм. На ней имеется
приспособление для одновременного фотографирования
спектров от двух источников света. Голова камеры
позволяла вставлять длинную кассету. Передвигая её, можно
на одной пластинке (21/.2у^\2 см) получать до девяти
спектрограмм. Длина спектра между Щ и Ηζ равна
3 мм.
Для усиления яркости свечения газа в толстой части
трубки я воспользовался малым звонковым
электромагнитом, между полюсами которого помещал исследуемую
часть трубки: свет концентрировался на стенке трубки
в виде довольно яркого пучка с прослойками. Таким
образом я довёл время экспозиции от 4—5 минут до
30—40 секунд, и нагревания трубки в этот короткий
промежуток времени едва ли можно было ожидать.
Ток получал от румкорфовой спирали с камертонным
прерывателем. Примитивный ток — 4 вольта. Для опре-
деления длины волн разных полос рядом со спектром
исследуемой трубки снимался спектр гелия или вольтовой
дуги между железными электродами или капиллярно^
части водородной трубки.
Для сравнения вида спектра рядом фотографировался
спектр трубки, содержащей один из углеводородов (ме*
тан, бензол, ацетилен от Mtiller—Uhri, Braunschweig).
Экспозиция капиллярных свечений была от 2 до
5 секунд. Прежде всего я снял совместно спектры
упомянутых углеводородов.
Спектры их оказались весьма сходными, особенно
метана и бензола; большее различие с этими двумя
представляет ацетилен.
Привожу ниже таблицу оценки интенсивности полос
В спектрах метана (СН^) и Оензола (С^Н6),

120
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Метан
СН4
493
486
464
458
449
445
442
434
431
420
418
406
399
388
387
386
385
Πΐμ
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
более тонкая,
резкая
резкая полоса
» »
размытая полоса
менее ясная
» »
» », слабая
более ясная
» »
очень широкая
тонкая
»
слабая
самая ясная, }
резкая
слабее
предыдущей
слабая,
размытая
очень слаба
На глаз сплошной спектр метана простирается
значительно дальше в фиолетовом конце, чем спектр бензола.
Что касается спектра ацетилена (на этикетке
значится СН), то спектр его, за исключением группы
388—386 πιμ, отличается от спектров СН4 и С6Н6
присутствием нескольких ясных полос λ = 436, 450, 483 ηψ.
Среди коллекции трубок лаборатории имеется большая
трубка длиною в V-a м и толщиной около 35 мм. Спектр
её свечения оказался до медочей тождественным с
трубкой метана.
К удивлению, гейсдеровы трубки с водородом дали
от свечений в капиллярной и широкой частях совершенно
различные спектры. В капиллярных частях получились
обычные линиц Но, Н„, Н§, Н, и Н;. Свечение же тод-
Бензол
более широкая
размытая
немного размыта
более ясная
» »
» »
\ на некоторых
очень слаба ^снимках от-
* * ]сутствует
очень широкая
тонкая, размытая
ясная, широкая
широкая, ясная
группа тонких линий, не
совпадающих с линиями СН4

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК 121
стых частей трубок совсем не дало в спектре водородных
линий; спектр в большей части таких трубок получился
почти тождественный со спектром упомянутых двух
углеводородных трубок метана и бензола.
Приведу описание некоторых спектров.
Трубка № 12
Толстая часть
Водородных линий совсем
нет. Полосы метана есть все.
Капиллярная часть
Водородные линии очень
яркие: Ηβ, Ηγ, Ηδ, Ηβ и Ηζ;
также есть линии (полосы),
принадлежащие метану
(СН4).
Трубка № ю (1894 г.)
Капиллярная часть Толстая часть
Водородные линии Щ, Ηγ, Водородных линий нет. По-
Нг и Нв и полосы бензола, лосы, тождественные с
полосами в спектре бензола.
Трубка № 3 (1898 г.)
Капиллярная часть
Водородные линии Ηβ, Ηγ,
Ηδ и Н8 и полосы,
тождественные с полосами метана.
Толстая часть
Водородных линий совсем
нет.
Полосы, сходные с
полосами метана или бензола,
и несколько слабых полос
лишних. Полная
тождественность со спектром
свечения большой трубки.
Трубка № 1 (неизв. год)
Капиллярная часть Толстая часть
Водородные линии Щ, Ηγ,
Ηδ, Η, и Η; и слабый спектр
метана,
Водородных линий совсем
нет. Полосы метана с не·*
большим видоизменением,

122
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Трубка № 5 (неизв. год)
Капиллярная часть Толстая часть
Водородные линии Ηβ, Ηγ, Водородных линий нет. По-
Ηδ, Hg и Ηζ. Полосы бен- лосы бензола или метана,
зола.
и т. д.
То же можно сказать про трубки № 4, 7, 8, 11, 14,
15 и 17.
Между тем трубка № 6, кроме углеводорода, в
фиолетовой части спектра содержит, повидимому, линии,
сходные с линиями азота как в капиллярной, так и в
толстой части.
В следующей таблице (на стр. 123—125 — прим. ред.)
даны длины волн эфира, вычисленные по формуле Корню —
Гартмана по измерениям на спектрокомпараторе. Для
постоянных формулы взяты линии гелия.
Согласие в λ нужно считать в пределах \rn\i как
вследствие слабой дисперсии прибора, так и вследствие того,
что полосы дают некоторый простор при наведении нити.
Ввиду сходства спектров свечения в толстых частях
водородных трубок со спектром углеводорода я
предпринял более детальное исследование спектра в трубке
с метаном.
Я сфотографировал этот спектр прибором со значи-
о
тельно большей дисперсией*) (1 мм = & А для Ηγ).
Трубка экспонировалась 25 мин. Получился спектр со
множеством хороших линий, среди которых выступили,
как самые яркие, линии водорода Н3, Нг Ηδ.
Экспонировалась капиллярная часть. Группы линий совокупностью
до 12 составляли, очевидно, те полосы, длины волн
которых даны мной во второй таблице.
Вместе со спектром свечения трубки на той же
пластинке сфотографирован спектр паров железа,
соприкасающийся с двух сторрн со спектром трубки.
*) Большой з&ёздный спектрограф с тремя призмами и
камерой 500 мм цлиры с кривой щедью,

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК 123
Трубка
35 мм ,
λ
Водород
(№ 14)
λ
Водород
(толст, ч)
№ 13.
Водород
(капилл.)
№ 13
λ
Водород
(№ 10)
Водород
(№ 9)
λ
go
о*?
as »-*
<L>(J
из
375.3 я.
379,7 т.
380.4 я.
385.0 р.
386.1 р.
387,0 я.
388.2 я.
391.4 с.
394,5
399.5 я.
407,0 я.
I
387.2 я.
388.3 я.
397.4 т.
399,8 ш.
412,2 я.
381,6
401,8 с.
406,8 с.
411,7 я.
387.3 с.
388.4 т.
397.3 т.
412.4 я.
379,1 \
379,5 1
385,9
386,9 о. с.
388,7 о. с.
399 с.
402,3 о. с.
404,0 о. с.
406,3 д. я.
405,3 я.
407,0 р.
381.1 я.
388.2 я.
405,0 с.
412,0 р.
00
(379,5) т.
385,9 р.
387.0 я.
388.1 я.
394,7
ι 399,2 я.
406,6 я.

124 А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Трубка
35 мм
λ
Водород
(№ 14)
λ
Водород
(толст, ч.)
№ 13
λ 1
Водород
(капилл.)
№ 13
λ
Водород
(JSfe 10)
Водород
(№ 9)
«л-
Ч <n
<
So
CO *ρ*
418.6 я.
420,3 ш.
430.7 с.
433,7 с.
441.6 с.
445.0 с.
449,2 с.
457.7 я.
463.1 я.
418.2 т.
419,9 т.
421,6 т.
438,8 ш.
442,0 т. с.
446.3 т. с.
450.4 я.
457,6 д. я.
417.0 о. ш.
420.1 ш.
437,8 ш.
(445,9)
450,3 я.
457,0 о. с.
(462,8)
418,2 о. с.
421,0 о. с.
431.5 о. с.
439.8 с, ш.
442,0 о. с.
445.9 с.
450.6 д. я.
(454,0)
458,4 д. я.
417 д. я.
419,5
441.0 с.
444,6 с.
449,2 с.
457.1 я.
462,6 я.
418,2 р.
421,2 р.
431,9
434,6
436,6 я.
458,6 р.
419,2
420,9 с. ш.
431,2 р.
434.0 о. с.
436,2 я.
438,6 о. с.
450,6 я.
454,6 я.
463.1 ш.
418,9 я.
421,9 я.
431,4 о. с.
435,4 о. с.
443,2 о. с.
446,9 с.
451,1 я.
459,8 я.
417,8 я.
420.4 я.
430,8 д. я.
433.8 д. я.
442.0 с.
452.2 с.
449.3 с.
457.7. я.
462.9 я.

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК 125
Трубка
35 мм
λ 1
Водород
(№ 14)
λ
8.Н-2
Водород
(капилл.)
№ 13
λ
Водород
(№ 10)
λ
Водород
(№ 9)
λ
О) ^
<
ч
<U(J
467,3 с.
472,0 с.
486,2 я.
493,2 я.
S «
(466,7) ш.
482,6 я:
518,1 о. с.
вольно ясн
ень слабая
змытая
нкая, слаба
и τ я и
^ t=t О Λ н
Ю 05 «J ^
"* · · · .·
со ее О Λ Η
466,9
467,7} ш'
471,1
485,4 Д. я.
491,8 д. я.
494,0 о. с.
496,0 о. с.
499,8 о. с.
-ясная
- тонкая
- широкая
- слабая
464.5 я.
472,4 р.
487,8 я.
492,0 т.
495.6 я.
502
^квами: я. -
т. -
ш.-
с. -
483,1 я.
487,0 я.
494,0 о. с.
значения 6}
465,0 я.
469.7 с.
474.8 с.
488.5 я.
495.6 я.
503.7 о. с.
510
Обо
I
466,7 о. с.
468,2 о. с.
471,9 я.
486,2 я.
492,9 я.
501,0 о. с.

126
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
Измерения линий с оценкой их яркости от 1 до 5
были произведены на приборе с винтом 100 мм
длиной (Мессера в Пулкове). Так как линии прямые (щель
спектрографа кривая), то поправок за кривизну вводить
не приходилось. Постоянные формулы Корню — Гартмана
с показателем ос = 1/2 вычислены по системе Роуланда.
В следующей таблице даны результаты измерений:
εί ·
Трубке
Малый
трогра
метан
λ
ясн. 406,64
д. я. 417,82
я. 420,42
[я. 421,9] *)
*) Бен
О О
я н и
5 <ϋ н
о ts ω
λ
406,26
406,70
406,98
410,37
416,52
417,20
417,37
417,54
417,73
418,03
418,23
419,58
420,00
420,53
420,98
420,81
422,26
422,421
422,76
423,38
429,69
429,81
зол.
**) с2н2.
ώ
к
я
3-4 \
3
2 J
2? Ηδ
1
4
1—2 |
4—5 }
2—3 1
3 j
3 1
2—3 |
4 \
шир.
3—4 j
2 1
1
<1
!?
2 j
5S
s
я
s
1=3
<->
s
3
7
5
6
cm" ,
<L>
s s
Ι λ
д. я. 430,79
1 д. я. 433,76
[о. с.
[ 438,6] **)
ел. 441,96 ι
о о
й « 2
5 <и н
О w <υ
ю 5 s
λ
430,40
430,62
431,26
431,39
431,53
432,79
433,28
434,06
437,96
439,10
440,13
441,08
441,24
441,44
441,48
441,751
441,96
442,05
442,33
442,59
444,54|
1
«
S
ни
«о
3—4 \
1
1
шир. |
шир.
<1 J
Ηγ>5
1 )
)
ι
1 J
1 )
3—4
1
1 края
ярче
2 I
<l
<^ 1 края Ι
ярче
1
1—2
2—3 J
s
я
s
1=3
<->
S
7
3
9

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК 127
Продолжение
см* ,
Трубкг
Малый
трогра
метан
λ
с л. 445,16
сл. 449,32
[я. ш.
450,57] **)
[д. яс.
451,12]*)
-&·
О о
Больш
спектр
1 метан
λ
444,78
445,02
445,30
445,69
445,90
446,12
446,42
446,72
447,20
447,44
447,73
448,22
448,62
448,80
449,06
449,38
449,83
450,21
450,57
450,90
451,11
451,44
451,58
452,17
452,42
452,92
453,46
*) Бензол.
**) С
2Н2.
η
к
4 )
< 1 шир.
1
3 \
1 |
4 }
2
1
1—2 1
1 J
1 \
V }
1 \
4
3
3
— 1 J
шир. )
1—2 1
1 1
1 \
2—Зшир.]
1 |
2—3 j
s
к
4
0
<->
к
12
10
10
5
CM 1
— u
Трубкг
Малый
трогра
метан
λ
[я. 454,60]**)
я. 457,69
я. 462,94
ш. о. с.
466,72
·&
О О
Больш
спектр
| метан
λ
453,88
454,39
454,81
455,11
455,50
455,87
456,24
456,39
456,83
457,28
457,60
457,82
458,02
458,27
459,87
460,76
461,84
462,52
462,81
463,19
463,42
464,56
465,32
466,11
466,29
466,58
467,13
467,32
467,50
к
8 й
5 о
2 шир. )
2 1
1 }
з 1
2 J
з 1
<1
1—2
4-5
з |
2—3
5
3—4
— 1 J
1—2 1
3—4
з 1
4—5
5
1 )
3
3 шир.
3—4 1
i
1 [
2-3
1?
1 j
К
я
к
4
0
υ
5
10
7
10

128 А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Продолжение
Весьма любопытное сопоставление полученных длин
волн таблицы III с таковыми же, данными Гассельбергом
для так называемого второго спектра водорода*), а
также Фростом **) и Ватсоном ***), находится в
нижеприводимой таблице.
Гассельберг делал весьма обширные исследования,
чтобы получить так называемый второй спектр водорода.
Его числа, отнесённые к системе Ангстрема, пришлось
редуцировать на роуландовскую систему по таблице,
составленной графически.
*) Mem. Ac. St. Pt., XXXI, № 14.
**) Ар. J., XVI, № 2.
***) Hd. d. Sp., B.5.

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК
129
Для λ от 406 гп[а до 440 m\i редукция = -+ 0,075 mjx.
Эта область фотографировалась. От 440 τημ до 490 гп(х
и далее измерения производились визуально и редукция
получилась следующая:
480,0 тр. + 0,09 m^
495,0 » +0,08 »
442,5 ту. +0,02 тц 450,0 ταμ. +0,10 πψ.
445,0» +0,6 » 452,0 » +0,11 »
446,5» +0,7 » 458,0 » +0,10 »
447,5 » +0,08 » 463,0 » +0,10 »
449,0 » +0,09 » 468,0 » +0,09 »
Фрост измеряет линии, получавшиеся от свечения
старой трубки, наполненной гелием. Не делая сопоставления
с Гассельбергом, он только замечает, что получившиеся
и исследованные им линии, помимо линий гелия, повиди-
мому, принадлежат второму водороду.
λ второго
спектра Η
Фрост
Πΐμ.
— —
Ватсон
ггцх
406,26 6
406,28 3
406,70 6
406,98 6
407,14 2
407,31 2
407,42 2
407,90 3
408,16 1
408,25 3
408,42 0
408,54 2
408,79 4
408,90 1
409,56 1
409,62 1
409,76 2
Гассельберг
406,28 3
406,39 2
406,71 3,4
406,96 4
407,14 1,2
407,31 1
407,43 1
407,80 5
408,16
408,26 1
408,31 1
408,54 1
408,79 2
409,56 1
409,61 1
409,76 1
Белопольский
СН4
Πΐμ-
406,26 3—4
406,70 3
406,98 3
Белопольский
СН
πΐμ-
404,67 3,5
406,29 1,5
406,70 3
406,98 3
407,80 2
407,90 1—2
408,79 2
9 Зак. 1719. А. А. Белопольский

1зо
А. А. БЁЛОПОЛЬСкиЙ
Продолжение
λ второго
1 спектра Η
Фрост
πιμ.
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— — -
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
Ватсон
πιμ.
410,64 2
410,81 1
410,95 1
411,02 1
412,39 0
414,58 1
414,64 1
415,69 2
415,95 1
416,21 2
416,37 2
416,53 1
416,77 0
417,14 4
417,53 3
417,73 6
417,79 2
417,97 2
418,03 2
418,23 4
419,58 3
419,83 1
420,00 3
420,58 8
420,63 1
420,93 3
421,03 3
421,27 5
422,23 2
422,27 2
422,41 3
422,47 2
422,76 2
423,28 2
423,36 2
423,40 1
423,76 0
424,36 2
Гассельберг
πιμ.
410,62 1
410,80 1
410,94 1
411,01 1
— —
414,55 1
414,61 1
415,66 3
415,94 2
416,21 2
416,37 1
416,53 1
416,76 1
417,14 4
417,52 3
417,72 6
417,78 2
417,97 2
418,02 5
418,22 3
419,57 3
419,84 2
419,99 3
420,51 6
420,62 1
420,92 2
421,02 2
421,25 4
422,23 3
422,27 3
422,41 2
422,46 1
422,75 1
423,28 1
423,36 2
423,40 1
423,66 2
424,34 2
Белопольский
СН4
πιμ-
_ _
— —
'— —
— —
.— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
416,53 —1
— —
417,20 4
417,54 1,5
417,73 4—5
— —
— —
418,03 2—3
418,23 3
419,58 3
— —
420,00 2—3
420,53 4
— —
420,90 —
— —
— —
— —
422,26 2
422,42 —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
Белопольский
СН
Πΐμ-
_ _
— —
— —
— —
412,34 1
— —
— —
415,68 2
—' —
416,21 1
416,36 1
416,53 1
— —
417,14 4
417,53 2
417,72 4—5
— —'
— —
418,02 1
418,23 2—3
419,58 2
419,70 0—1
— —
420,58 4
— —
420,92 1
421,02 1—2
421,26 3
422,24 1—2
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
429,14 1
429,22 2—3
429,68 1 1

ДОСЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК l3i
Продолжение
λ второго
спектра Η
Фрост
тр.
435,85 4
439.11 1—2
440,09 0—1
441,25 4
441,75 3
441,44 1—2
441,52 0—1
442,34 0—1
442.61 1—2
444,54 2—3
444,78 3
445,01 1
445,32 0—1
445^69 3
445,90 2
446.12 4—5
446,42 1
446,73 1—2
447,44 2
447,72 1
448,22 1
448.62 3
448,80 3
449,06 5-6
I 449,38 1—2
Ватсон
тр.
429,84 0
430,41 0
437.96 1
438,93 1 1
439,11 1
440.09 1
441,08 1
441,24 3
441,75 2
441,44 1
441.52 1
441.97 1
442.05 1
442,34 1
442.53 1
442.61 1
444.16 0
444.31 0
444,44 1
444.54 3
444,77 4
445,01 1
445.10 1
445.32 1
445,59 1
445,70 2
445,90 1
446.11 6
446.43 1
446,73 3
447.17 1
447.44 3
447,73 2
447,92 1
448,14 0
448,22 1
448.62 3
448,80 3
449.06 5
1 449,39 1
Гассельберг
тр.
437,95 2
438,92 1
439,10 2
440,09 2
441,06 1
441,24 3
441,74 2
441,94 1
442,03 1
442,33 1
442.59 1
444,14 1
444,29 4?
444,42 1
444,53 2
444,76 3
444,98 1
445.08 1
445,29 1
445,56 1
445,67 2
445,88 1
446.09 3
446,38 1
446.69 2
447,16 1
447,40 2
447.70 1
447,86 1
448,00 1
448,18 1
448.60 2
449,06 5
1 449,37 1
Белопольский
СН4
тр.
437,96 1
439,10 —
440,13 1
441,08 1
441,24 3—4
441,75 2
441,44 1
441,48 1
441,94 0
442.05 0
442,33 1
442,59 1—2
444,54 2—3
444,78 4
445,02 0
445,30 —
| 445,69 3
445,90 1
446,12 4
446,42 0
446.72 2
447,44 1—2
447.73 1
448,22 0—1
448,62 3
448,80 2—3
449.06 4
1 449,38 1
Белопольский
СН
тр.
429,80 1
430,41 2—3
435,75 5
442,52 1
444,54 1—2
444,78 3—4
445,14 1
446,12 3—4
446,73 1
447,44 1—2
448,66 1—2
448,80 1—2
449,06 3—4
1 1
9*

132
Α. Α. ЁЕЛОЙОЛЬСКИЙ
Продолжение
λ второго
спектра Η
Фрост
Πΐμ
449,82 3
450,22 3
450,58 2
450,91 2
451.10 4
451.45 1
451,57 0—1
452,16 1
452,43 3
452,94 1—2
453,33 1—2
453.46 5 др
453,84 1
453,93 1
454.39 1—2
455,03 1
455.11 4
455,43 1—2
455.75 1
! 455,88 4—5
456,24 1
456.40 2
456.84 5
457,29 5
457,61 2
457,82 2—3
458,02 5
458,18 2
458,28 2—3
459,87 2
460.76 2
461.85 3
Ватсон
449,83 4
450,21 3
450,58 3
450.93 0
451,11 2
451,19 2
451,40 0
451,45 0
451,57 0
452,16 1
452,34 0
452,43 2
452,93. 2
453,33 2
453,43 2
453,48 2
453,79 0
453,85 0
453.94 2
454,39 2
454.81 1
455.01 1
455,11 2
455,43 3
455,74 2
455,87 2
456,24 2
456,39 1
456.83 7
457,29 5
457,61 3
457.82 2
458.02 7
458,18 2
458,28 6
459,87 1
460.76 2
461.77 3
461.84 3
Гассельберг
449.84 4
450,20 1
450,59 1
450,10 1
451,59 1
452,15 1
452,34 1
452,41 2
452,92 2
453,32 1
453,48 3
453,81 1
453,94 1
454,39 1
454.81 1
455,00 1
455,12 2
455,43 3
455.75 2
455,88 2
456,24 2
456,39 2
456.82 4
457,27 4
457,58 2
457,81 2
458,04 4
458,18 1
458,30 3 1
460.76 1
461,78 3
461.85 3
Белопольский
СН4
449,83 4
450,21 3
450,58 3
450,90 0
451,11 —
451,21 д.
451,44 1—2
451,58 1
452,17 1
452,42 2—3
452,92 1
453,46 2—3
453,78 д.
454,39 2
454.81 1
455,11 3
455,50 2
455,87 3
456,24 0
456,39 1—2
456.83 5
457,28 4—5
457,60 3
457.82 2—3
458,02 5
458,27 3—4
459,87 0
460,76 1—2
461.84 3-4
462,48 — 1
Белопольский
СН
ΐημ
449,83 3—4
450,23 2
450,58 1—2
450,40 1
450,91 1
451,09 0-1
450,40 0—1
452,17 1—2
453,32 0—1
453,46 2
453.82 0
453,94 1—2
454,39 1—2
455.01 0
455,12 2—3
455,43 2
455,74 0—1
455,87 2
456,25 0-1
456,38 1
456.83 4—5
457,29 4
457,60 1—2
457,82 2
458.02 4—5
458,17 1—2
458,28 3—4
459,86 1—2
460,76 1—2
461.84 3

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК 133
Продолжение
λ второго
спектра Η
Фрост
тц.
462,55 3
462,82 4—5
463,20 6
463,42 6
463,48 4—5
464,55 1—2
465,32 2
466,06 1
466,16 0—1
466,30 2
— —
467,15 1—2
— —
— —
467,93 0—1
— —
468,40 2
— —
469,03 3
'— —
— —
— —
— —
— —
471,91 3-4
472,32 4—5
— '—
— —
— —
— —
— —
— —
—
— , —
— —■
— —
— —
— —
Ватсон
πιμ
462,54 2
462,82 6
463,21 6
463,42 9
463,48 3
464,55 1
465,32 4
466,05 2
466,16 3
466,29 4
466,57 2
467,15 2
467,33 1
467,46 1
467,93 2
468,25 2
468,40 4
468,69 2
469,03 3
469,22 1
470,97 3
— —
471,12 1
471,41 2
471,92 6
472,32 6
474,29 1
476,40 3
— —
477,76 2
478,11 2
478,62 1
479,41 1
479,79 3
481,77 1
482,31 2
483,29 1
483,84 2
Гассельберг
Л1{А
462,53
462,79
463,17
463,41
463,46
464,54
465,33
466,06
466,17
466,31
466,59
467,17
467,34
467,49
467,92
468,26
468,39
468,66
469,03
469,21
470,96
—
471,12
471,40
471,92
472,32
474,28
476,34
—
477,73
478,07
478,59
479,39
479,77
—
482,31
—
483,82
2
3
4
4
1
1
2
1
2
2
2
2
1
2
1
2
3
1—2
2
1
2
—
1
2
4
3
1
2
—
2
2
1
2
3
2
—
2
Белопольский
СН4
πιμ.
462,56 —
462,81 4—5
463,19 5
463,42 6
— —
464,56 1
465,32 3
466,11 3
— —
466,29 3—4
466,58 1
467,13 2—3
467,32 1
467,50 1
467,92 1
468,24 1
468,40 3—4
468,66 1—2
469,04 2
469,19 1—2
470,98 2
471,01 —
471,12 1
471,41 1
471,91 2—3
472,32 3—4
474,32 1в.
474,38 2
477,22 —
477,76 1
478,11 1—2
478,58 1в.
479,44 —
479,77 3
— .—.
482,35 1?
483,30 2
483,83 1?
Белопольский
СН
1Ι1(λ
462,55 2
462,81 4—5
463,19 5—6 I
463,42 5—6
463,48 2—3
— —
465,32 3
466,06 0
466,16 0—1
466,29 2
466,57 0
467,13 1—2
467,31 0
'— —
467,91 0—1
468,26 0-1
468,39 3
468,66 0—1
469,03 2
— —
470,96 0
— —
— —
471,41 0
471,22 3—4
472,32 3—4
— —
— —
— —
477,77 0
— —
— —
— —
479,76 1—2
481,77 0
481,96 0
482,16 0
483,30 0—1
483,53 0—1
483,85 0

134
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Продолжение
λ второго
спектра Η
Фрост
ηιμ-
— —
— —
— —
— —
— —
— —
— —
Ватсон
μ-m
484,36 1
484,95 4
485,67 4
486,72 1
486,96 1
Ι 487,32 3
487,61 2
492,89 5
493,44 4
Гассельберг
ΐημ
484,36 1
484,95 3
485,67 2
486,72 1
486,97 1
487,32 3
487,60 3
492,88 5
493,43 5
Белопольской
СН4
πιμ
484,36 1
484,96 3
485,67 2—3
486,70 1
486,97 0
487,33 3
487,62 1
492,88 4
493,44 4
Белополоский
СН
Πΐμ.
484,36 0
484,96 1—2
485,67 1—2
— —
— —
487,32 0—1
1 487,62 0
492,92 4
493,41 4
Рядом с λ даны интенсивности линий по оценке
каждого из нас. Шкалу интенсивности Фроста можно
перевести на мою по следующей табличке, полученной
графически:
Интенсивность по Интенсивность по
Белопольскому Фросту
1 3
1—2 5
2 6
2—3 7
3 8
3-^4 10
4 12
4—5 · 14
5 17
5—6 20
6 .24
Так как метан даёт спектр, тождественный со
спектром толстой части водородной трубки, то получаем
такое сопоставление; спектр свечения под действием
электрического тока получается один и тот же в четырёх
случаях:
1) в толстой части водородной трубки;

ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРОВ ГЕЙСЛЕРОВЫХ ТРУБОК 135
2) в капиллярной трубке, наполненной метаном (или
бензолом);
3) в специально изготовленной, содержащей второй
водород;
4) в старой трубке, наполненной гелием *).
Невольно напрашивается желание объяснить этот
странный результат тем, что под влиянием электрического
тока в рассматриваемых трубках образуется всегда один
и тот же газ, обусловливающий этот спектр, который
общ всем четырём трубкам, и вспоминается мнение
Вертело и Ришара (С. R. Т., 68), что в электрическом
разряде сложные тела распадаются или соединяются в новую
комбинацию. Между этими двумя процессами разложения
и комбинации происходит неустойчивое равновесие, но
наступает момент, когда электрический ток не может
произвести дальнейших видоизменений в составе веществ, и
получается спектр этого устойчивого соединения,
характеризуемого спектральными линиями, которые получаются
и в водородных, и в гелиевых, и в углеводородных
трубках. Вертело считал таким стойким соединением
ацетилен (С.2Н.2) или одну из производных этого газа.
*) Среди коллекции спектрограмм химических элементов
в лаборатории нашлись спектрограммы водорода, полученные
большим спектрографом. На них, кроме обычных водородных,
находится множество тонких и слабых линий. Рассматривая их
под спектрокомпаратором вместе со спектром метана,
исследованного в настоящей статье, я нашёл, что большинство линий
общее.

СОЛНЕЧНЫЙ СПЕКТРОГРАФ АКАДЕМИИ НАУК [8] *)
Солнечный спектрограф системы Литтрова с
фокусным расстоянием в 7 м и большой целостат,
изготовленные в Англии фирмой Грэбба по заказу Академии наук,
были получены в 1923 г. и временно установлены на
территории Пулковской обсерватории с разрешения её
директора.
В конце сентября было сделано испытание
функционирования целостата и получены пробные снимки
спектров. Весной 1924 г. были начаты пробы
систематического исследования вращения Солнца и других вопросов,
связанных со спектроскопией Солнца. Дисперсия
спектрографа дана на стр. 142.
Целостат находится в раме, перемещающейся вдоль
двух вертикальных массивных стальных цилиндров при
помощи длинного винта. Перемещение отмечается по
шкале. Вертикальные цилиндры укреплены в чугунной
тележке 1,60 X 1,02 м\ высота над рельсами 34 см; на
ней же помещается механизм с гирей для вращения
зеркала. Тележка на четырёх колёсах катается по рельсам
длиною в 4,30 м, снабжённым шкалой; между рельсами
промежуток в 0,76 м\ они расположены вдоль первого
вертикала. Когда целостат установлен в надлежащем
положении, то особым механизмом колёса тележки
поднимаются, и целостат устанавливается сам собою
неподвижно на рельсах, на чугунных стойках. Рельсы связаны
тремя железными полосами и лежат на трёх каменных
столбах, покоящихся на стене здания Астрофизической
лаборатории.
*) Бюллетень Комиссии по исследованию Солнца, № 1, 1932 г.

СОЛНЕЧНЫЙ СПЕКТРОГРАФ АКАДЕМИИ НАУК 137
Описанный прибор помещается в деревянной будке на
крыше здания.
Когда все щиты будки (временная установка) сняты
(5 шт.) и боковые (восточная и западная) дверцы
открыты, Солнце освещает зеркало целостата при всех
азимутах от —90° до -(-90° или (во время
солнцестояния) от —5h до -|-5h часового угла, а для склонения
+ 10° от —5h35m до + 5h35m часового угла.
С южной стороны от будки целостата поставлены
четыре стойки из брёвен, нижние концы которых
опираются на железные кронштейны, в свою очередь
упирающиеся в стену здания. На этих столбах прикреплена
четырьмя болтами стойка второго зеркала диаметром
в 370 мм (15 дюймов). Расстояние центров первого и
второго зеркала, когда первое в меридиане, равно
0,76 м\ над вторым зеркалом деревянная будка с
открывающимися северной и южной стенками (выдвижными).
Оправа второго зеркала снабжена ключами, позволяющими
направлять зеркало так, чтобы лучи проходили через
объектив на третье зеркало, помещающееся внизу, на
цементной площадке перед окном лаборатории. Для того
чтобы направлять луч, у будки второго зеркала помещена
большая прямоугольная призма, в которую видно третье
зеркало, так что, глядя в призму, манипулируют ключами
второго зеркала до тех пор, пока луч не попадает на
середину третьего зеркала. Под целостатом и вторым
зеркалом находится комната-балкон размером 4 X 4 м.
В ней помещается металлическая рама с двумя
вертикально установленными стальными цилиндрами в 1,45 м
длины, по которым скользит оправа объектива,
имеющего 200 мм в диаметре и 12,8 jw фокусного расстояния.
Оправа висит на металлическом шнуре, за который
можно перемещать объектив, находясь в лаборатории.
В потолке и полу этой же комнаты имеются
отверстия для пропуска луча, идущего от второго зеркала
вертикально вниз.
Регулирование хода часового механизма целостата
осуществляется посредством маятника, находящегося в
лаборатории (электрический регулятор Рессела).

138
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Штатив третьего плоского зеркала, как сказано выше,
помещён на прочном цементном кронштейне перед
нижним окном южной комнаты лаборатории. Оправа
перемещается при помощи рукоятки в двух направлениях от
наблюдателя — по азимуту и по высоте.
В лаборатории на расстоянии 2,79 м от внутренней
стены помещается часть спектрографа с щелью и здесь
же находится фокальная плоскость объектива (фокусное
расстояние 12,8 м).
Горизонтальный литтровский спектрограф покоится на
трёх солидных кирпичных столбах, отстоящих второй от
первого и третий от второго на расстоянии З1^ м. На
этих столбах положены каменные и цементные плиты, на
них литые чугунные подставки длиною 90 см, шириною
42 см. Они состоят каждая из трёх наложенных друг на
друга пластин толщиною 50 мм; нижняя пластина
неподвижно покоится на каменном столбе. На ней положена
вторая, способная перемещаться относительно первой
в горизонтальном направлении с помощью винтов,
находящихся сбоку. На второй пластине помещается третья,
которую можно наклонять к горизонту особыми винтами.
Когда достигнуто надлежащее положение пластин, их
закрепляют крупными болтами — винтами.
На верхних пластинах находится по четыре колеса,
помещённых по углам. На эти колёса накладываются три
чугунные трубы — крайние две длиною 90 см (внутри
одной — диффракционная решётка и объектив-коллиматор,
на конце другой — щель и место для кассеты). Средние
части этих труб представляют параллелепипеды с
точными круглыми кольцами на концах, которые и лежат на
упомянутых колёсах. Часть спектрографа, находящаяся
на среднем столбе, цилиндрическая, вдвое меньшей длины,
чем крайние; она также покоится на четырёх колёсах.
Все три трубы снабжены зубчатыми кольцами. Рядом,
параллельно описанным трём трубам, на стойках
находится длинный (7 м) стальной стержень, снабжённый
шестернями, находящимися в сцеплении с зубчатыми
кольцами на трёх трубах; этот длинный стержень
обусловливает одновременное одинаковое вращение всех трёх частей.

СОЛНЕЧНЫЙ СПЕКТРОГРАФ АКАДЕМИИ НАУК
К средней трубе от конца, где находится щель,
проведён ключ с колесом-рукояткой, за которую можно
вращать среднюю часть спектрографа, а стало быть, и обе
крайние трубы одновременно.
При установке прежде всего выверяют параллельность
осей всех трёх труб. Для этого имеются трубочки:
визирующая с окуляром и визируемая — объектив с кре-
Рис. 1. Солнечный спектрограф Академии наук.
стом нитей в фокусе. Для проверки на внешние точёные
концы крайних труб надевают приспособления для
накладки визирной трубочки и трубки коллиматора. Восемью
винтами добиваются того, чтобы видимый крест
коллиматора при вращении труб спектрографа ходил равномерно
около креста трубочки визира. Опыт повторяют,
перемещая трубочку с одного концевого места на
противоположное. Затем меняют положение подставок
спектрографа до тех пор, пока при вращении нити коллиматора
и визира не будут оставаться на месте (пересечение
нитей). Когда это будет достигнуто в достаточной степени,

140
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
отвинчивают приспособления для коллиматора и визира
и привинчивают диск, на котором находятся щель и место
для кассеты.
На другом конце спектрографа привинчивается
объектив-коллиматор и вставляется в оправу диффракционная
решётка. Регулируют щель по штрихам решётки. Затем
регулируют положение решётки в оправе особыми винтами:
необходимо, чтобы при вращении решётки около её оси
(ключ действует от щели) разные порядки спектров
оставались в поле кассеты. Последняя операция очень
деликатна.
Внутри, у окна комнаты, помещаются рукоятки: 1)для
движения третьего зеркала; 2) для перемещения объектива;
3) для вращения спектрографа около оптической оси
(поворот отсчитывается на круге с верньером; круг разделён
на целые градусы); 4) рукоятка, вращающая при помощи
стержня, проходящего внутри трубы, диффракционную
решётку. Поворот решётки отсчитывается на разделённом
на градусы круге, помещённом на оси вращения
решётки.
Передвижение объектива автоколлиматора производится
кремальерой на оправе объектива. Перемещение его
отсчитывается на разделённом барабане (100 делений).
Управление первого зеркала для передвижения
изображения Солнца по часовому углу производится шнурком,
проведённым через ряд блоков в лабораторию. Шнурок
вращает колесо на оси червяка, двигающего сектор
первого зеркала.
Передвижение изображения вверх и вниз
производится другим шнурком, поворачивающим рычаг на оси
второго зеркала. Устройство электрического регулятора
часового механизма основано на том, что вращение
передаётся червяку при помощи трения двух соприкасающихся
дисков: один из них соединён с червяком, другой соединён
с двигающим механизмом. Первый диск снабжён тремя
зубцами, которые могут сцепляться с зубцом на якоре
электромагнита. Этот зубец заскакивает через одну
секунду, будучи притягиваем электромагнитом, в котором
ток прерывается секундным маятником.

СОЛНЕЧНЫЙ СПЕКТРОГРАФ АКАДЕМИИ НАУК
При исследовании Солнца на щель спектрографа
надевается приспособление, позволяющее получить рядом
спектры разных точек на диске и на краю Солнца. Это
приспособление состоит из четырёх прямоуголных призм.
Две призмы отшлифованы так, что одна кончается носиком,
а другая рогаткой. Таким образом, например, один край
Солнца даёт два спектра, а другой — один, между
вышеупомянутыми двумя. Эти призмы расположены так, что
щель параллельна (касательна) краю изображения. Имеется
для этой же цели окошечко без призм, которое можно
наполовину закрывать заслонкой и подводить по очереди
к нему противоположные точки края изображения
Солнца.
Эти приспособления можно заменить следующими
двумя:
1) На щель накладывается диск с двумя призмами —
одной большой, на которую устанавливается центр
изображения Солнца, другой маленькой, катеты которой равны
1 мм. Эта призмочка проектирует центр Солнца на щель.
Край Солнца проектируется непосредственно на щель.
2) Другой диск с четырьмя призмами,
проектирующими на щель противоположные точки края изображения
Солнца. Эти призмы расположены так, что щель
перпендикулярна к краю изображения.
Для предохранения пластинки от вуалирования от
постороннего света три металлические трубы спектрографа
соединены деревянными стержнями, на которые натянута
чёрная материя.
Диффракционная решётка работы Брешира —
Андерсона; её диаметр 5 дюймов, площадь 7,2 χ 9,9 см.
Общее число штрихов 55 332; число штрихов в дюйме
14 953, число в миллиметре — 589.
В 1930 г. Н. А. Козырев произвёл спектрофотометри-
ческое исследование спектрографа.
Предварительные данные интенсивностей фальшивых
линий (духов), полученные по линиям ртутной дуги,
приводятся в табл. I (стр. 142). Как видно из табл. I,
интегральная интенсивность фальшивых линий (духов)
достигает в среднем 14% интенсивности настоящих линий.

142
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Дисперсия в 1 мм в ангстремах при различных порядках:
I II III IV
380—400. ... 4,9 2,4 1,5 0,7
389—656 .... 4,8 2,3 1,3 0,8
Поворот решётки при различных порядках:
I II III IV
3800 А 6°25' 12°56' 19°34' 26°35/
3934 6 39 13 28 20 19 27 39
4000 6 45 13 37 20 41 28 51
4220 7 8 14 23 21 53 29 47
4260 7 12 14 31 22 6 30 6
4280 7 14 14 36 22 12 30 15
4340,6 7 20 14 48 22 32 30 44
4400 7 27 15 1 22 52 31 12
4900 8 17 16 46 25 38 35 14
5200 8 48 17 49 27 20 37 45
5890 9 59 20 17 30 59 43 54
6560 11 8 22 43 35 23 50 33
I . . . .
II ... .
III ... .
....
Таблица
Пластинка № 8
правые духи
4,7
2,4
0,7
7,8
левые духи
4,5
2,1
0,6
7,2
Итого 15,0%
I
Пластинка № 9
правые духи
3,8
2,1
0,4
6,3
левые духи
4,5
1,6
0,3
6,4
Итого 12,7%

ОТДЕЛ ВТОРОЙ
ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫХ
И КРАТНЫХ ЗВЁЗД
О ЗВЕЗДЕ αϊ БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-
ДВОЙНОЙ [1] *)
В Известиях Академии наук за март 1896 г. были
напечатаны мои предварительные исследования об этой
звезде, оказавшейся на основании её спектра двойною.
С тех пор мне удалось собрать всего 32 спектрограммы
с помощью 30-дюймового рефрактора, к которому был
привинчен спектрограф с двумя призмами работы Галле
в Стеглице. 30-дюймовый рефрактор получил новое
приспособление, значительно облегчающее наблюдателю
возможность держать на щели спектрографа любую из
составляющих какой-нибудь кратной звезды. Это
приспособление заключается во вспомогательном стекле диаметром
в 60 мм, помещённом на расстоянии 1070 мм от прежнего
фокуса. Стекло это собирает в точку фиолетовые лучи
звезды, так что в этих лучах наблюдатель видит теперь
звезду, а не большой диск, как было раньше.
Подробности об этом стекле были напечатаны в Ар. J.
Спектр рассматриваемой звезды принадлежит к I типу
по Фогелю, именно, к тому подразделению этого типа,
*) Доложено на заседании физико-математического Отделения
6 ноября 1896 г. Впервые напечатано в Известиях Академии
наук, 1897, т. VI, № 1.

144
Α. Α. ЁЁЛОПОЛЬСКИЙ
к которому принадлежат Сириус, α Лебедя и др. В спектре
этого типа, кроме широких водородных, видно
множество тонких линий металлов. Это обстоятельство
увеличивает точность при определении лучевых скоростей, а также
представляет существенное различие со спектром а2
Близнецов, так что, несмотря на близость этих двух звёзд,
нет возможности их перемешать между собой в
спектрографе.
В следующей таблице даны длины волн для линий,
находящихся в наших спектрограммах. В соседнем
столбце помещены названия элементов, в спектре которых
данная линия встречается, а цифра означает
относительную толщину линии по Шайнеру.
' №
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
И
12
13
14
15
16
17
λ
455,0 т^
448,9
448,12
445,9х
442,75
441,5х
440,5х
439,55х
438,4х
437,52
437,02х
436,82х
435,3
434,07
432,62х
431,5
431,3
Элед/
Fe
Fe
Fe
Fe
Fe
Fe
Fe
Fe
Fe
Fe
Η
Fe
Fe
[ент
6
10
9
9
10
10
3
10
7
7
9
10
10
№
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
29
30
31
32
33
34
35
λ
430,84х mp.
429,98
429,42
427,40
427,22
426,08
425,45х
425,04
424,77 х
423,6
422,7
421,95
421,6
420,2х
419,8х
418,8
417
Элемент
Fe 10
Fe 10
Fe 10
—
Fe 10
Fe 10
—
Fe 10
Fe 9
Fe 9
Fe 9
Fe 7
—
Fe 10
Fe 10
Fe 10
Fe 7

О Звезде α1 ёлиЗнеЦов Как спектрально-двойной 145
Продолжение
№
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
л
414,4 πιμ
413,2
411,9
410,2
407,7
407,2
406,4
405,75
405,5
405,3
404,9
Элемент
Fe 10
Fe 10
Fe 9
Η
Fe 7
—
Fe 10
Fe 2
Fe 5
Fe 3
"
№
47
48
49
50
■ 51
52
53
54 ;
55
56
1
λ
404,6 Π1μ
403,5
403,3
403,1
401,3
400,5
397
394,42
393,4
392,8
Элемент
Fe 10
Fe 5
Fe 5
Fe 7
"~
Fe 7
Fe 8
—
Fe 5
Fe 8
Кроме этих [линий], есть ещё следы весьма слабых,
длину волны которых определить трудно.
Первое подозрение, что звезда а1 Близнецов
представляет систему, у меня было ещё в 1894 г. Именно,
две спектрограммы, снятые 7 и 11 апреля, по измерении
и приведении на Солнце дали следующие скорости:
-j-3,3 г. м./сек. и —1,2 г. м./сек.*).
Вскоре после того я передал 30-дюймовый рефрактор
в другие руки и попробовал продолжать спектральные
исследования, привинтив малый спектрограф к астрографу.
И тут ясно обнаружилось, что звезда меняет свои
лучевые скорости в короткий промежуток времени, но других
результатов, вследствие малой точности, даваемой
инструментом, получить было нельзя. Лишь в 1896 г. я получил
возможность снова приступить к исследованию этой
звезды с помощью больших приборов. С 1 января по
*) Старые единицы: географические мили в секунду—г. м./сек.
(прим. ред.).
\Q Зак. 1719. А. А Белопольский

14б*
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
26 апреля удалось получить 32 спектрограммы,
послужившие материалом для настоящего исследования.
Спектрограммы экспонировались обыкновенно около
одного часа на пластинках высокой чувствительности.
Посредине экспонировался водород в течение 1—2 минут.
Из всех сортов пластинок, попадавших в мои руки в
последнее время, я отдал предпочтение фирме Гюллемина
(в Париже). Проявлял преимущественно железным
проявителем, а также нередко эосом, изготовляемым Бруно —
Зенгером в Петербурге.
Следующие моменты соответствуют середине
экспозиции спектрограммы:
1896, января 1,425 среднего пулков- 1896, марта 17,354 среднего
пулковского времени ского времени
»
февраля
»
»
»
»
»
»
»
»
марта
»
»
»
»
20,450
; 7,425
15,446
19,438
22,417
23,418
24,418
25,334
26,357
27,367
8,364
9,320
11,321
14,380
16,329
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
-»
»
»
»
»
»
»
апреля
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
24,380
30,350
31,363
[ 1,359
3,355
7,355
8,355
11,342
14,350
17,446
19,390
20,388
22,408
24,446
26,396
Измерение спектрограмм производилось с помощью
прибора работы Тепфера по первому способу Фогеля. При
этом я пользовался спектрограммами Солнца №№ 50, 51,
52 и 54. Кроме того, для исследований измерены были
две спектрограммы a Bootis, снятые при совершенно
одинаковых условиях с исследуемой звездой. В следующей
таблице даны разности отсчётов Δ при наведении на
одну и ту же линию в спектре звезды и Солнца. Эти
величины выравнены графически (A2) и тем же путём
найдены разности между линией Ηγ в звезде и в Солнце.
Всё выражено в оборотах винта.

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНОЙ 147
а1 Близнецов; 3,4 величины
1896, января 1; первое измерение января 1; второе измерение
Спектрограмма Солнца № 50
λ
455,0 πιμ.
445,9 »
442,75 »
440,5 »
439,5 »
435.2 »
432,5 »
420,2 »
Δ
+ 0,337 об.
— 0,169 »
+ 0,090 »
+ 0,022 »
— 0,015 »
— 0,104 »
— 0,114 »
-0,361 »
Η в звезде
Η искусств.
января
λ
455,0 т\к
441,5 »
440,5 »
431,9 »
427,2 »
426,1 »
420,2 »
419,7 »
Η в звезде
Δι
+ 0,355
+ 0,154
+ 0,087
+ 0,035
+ 0,012
— 0,083
— 0,145
— 0,425
— 0,108
— 0,024
f^\Mg\1 tTOULf А Λ 1 МО
VjMCJLUcnHr
[ 20; первое измерение
Δ
— 0,264 об.
— 0,082 »
-0,085 »
+ 0,096 »
+ 0,101 »
+ 0,190 »
+ 0,155 »
+ 0,125 »
1
Η искусств.
Ϊ
феврал
λ
441,5 ηιμ.
439,5 »
437,0 »
436,8 »
430,8 »
429,42 »
427,2 »
426,1 »
420,2 »
Η в звезде
Δι
об.
»
»
»
»
»
»
»
»
»
об.
— 0,270 об.
- 0,090
— 0,075
+ 0,038
+ 0,101
+ 0,117
+ 0,199
+ 0,204
— 0,010
+ 0,123
»
»
»
«
»
»
»
»
»
Смешение + 0,113 об.
я 7; первое измерение
Δ
0,642 об.
0,636 »
0,545 »
0,595 »
0,554 »
0,512 »
0,446 »
0,490 »
0,333 »
Η искусств.
Δι
0,652 об.
0,629
0,599
0,597
0,527
0,509
0,480
0,468
0,400
+ 0,565
- 0,392
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
λ
441,5 πιμ.
440,5 »
439,5 »
'38,4 »
435,2 »
431,5 »
430,02 »
429,4 »
427,2 »
Η в звезде
Η искусств
января
λ
442,3 πιμ
441,5 »
440,5 »
432,2 »
431,9 »
431,5 »
431,42 »
427,2 »
426,1 »
Δ
+ 0,298 об.
+ 0,264 »
+ 0,187 »
+ 0,187 »
+ 0,134 »
— 0,015 »
— 0,024 »
— 0,027 »
-0,220 »
(.
Δ,
+ 0,285 об.
+ 0,254 »
+ 0,224 »
+ 0,193 »
+ 0,101 »
-0,002 »
-0,044 »
— 0,060 »
-0,228 »
+ 0,070 »
-0,209 »
Смещение - 0,139 об.
20; второе измерение
Δ
+ 0,236 об.
+ 0,238 »
+ 0,198 »
+ 0,079 »
+ 0,096 »
+ 0,083 »
+ 0,066 »
+ 0,003 »
— 0,001 »
Η в звезде
Η искусств.
Τ
Δι
+ 0,245 об.
+ 0,230 »
+ 0,215 »
+ 0,086 »
+ 0,084 »
+ 0,075 »
+ 0,075 »
+ 0,010 »
-0,010 »
+ 0,116 »
+ 0,001 »
Смещение + 0,117 об.
февраля 7; второе измерение
λ
441,5 ηιμ.
439,5 »
437,0 »
436,8 »
435,2 »
432,6 »
429,4 »
427,2 »
426,1 »
Δ
0,660 об.
0,623 »
0,565 »
0,603 »
0,550 »
0,548 »
0,520 »
0,453 »
0,429 »
Η в звезде
Η искусств.
Δι
0,656 об.
0,630 »
0,592 »
0,590 »
0,567 »
0,534 »
0,490 »
0,460 »
0,446 »
+ 0,554 »
-0,405 »
Смещение + 0,173 об.
Смещение + 0,149 об.
10*

148
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
февраля 15; первое измерение
февраля 15; второе измерение
λ
441,5 ιημ.
4Ю.5 »
439.5 »
430,8 »
427,2 »
426,1 »
Η в звезде
Η искусств
(
λ
441,5 ιημ.
440.5 »
438,4 »
436,8 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
42о,1 »
425,45 »
421,6 »
Η в звезде
Η искусств.
февраля
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
439,5 »
430,8 »
427,2 »
426,1 »
425,4 »
Η в звезде
Η искусств.
Δ
0,410 об.
0,427 »
0,424 »
0,333 »
0,168 »
0,170 »
Δχ
0,430 об.
0,415 »
0,399 »
0,264 »
0,204 »
0,183 »
+ 0,316 »
— 0,232 »
Смещение + 0,084 об.
февраля 19
Δ
0,538 об.
0,499 »
0,438 »
0,400 »
0,291 »
0,273 »
0,218 »
0,182 »
0,207 »
0,090 »
Δχ
0,522 об.
0,502 »
0,455 »
0,420 »
0,298 »
0,266 »
0,217 »
0,194 »
0,184 »
0,098 »
+ 0,364 »
— 0,197 »
Смещение + 0,167 об.
23; первое измерение
Δ
0,381 об.
0,362 »
0,321 »
0,146 »
0,053 »
0,039 »
0,058 »
Δχ
0,377 об.
0,355 »
0,330 »
0,146 »
0,065 »
0,042 »
0,027 »
+ 0,216 »
— 0,260 »
Смещение — 0,044 об.
λ
442 ιημ.
441,5 »
440,5 »
439,5 »
436,8 »
430,8 »
427,2 »
426,1 »
Δ
0,438 об.
0,419
0,426
0,406
0,388
0,319
0,230
0,184
420,2 » 0,215
Η в звезде
Η искусств.
γ См
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
438,4 »
437,6 »
432,6 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
426,1 »
425,45 »
Η в звезде
Η искусств
»
»
»
»
»
»
»
»
Δχ
0,445 об.
0,430 »
0,420 »
0,408 »
0,376 »
0,306 »
0,260 »
0,249 »
0,177 »
+ 0,344 »
— 0,223 »
[ещение + 0,121 об.
февраля 22
Δ
+ 0,024 об.
- 0,014
— 0,063
— 0,066
- 0,199
— 0,170
- 0,211
— 0,232
- 0,243
— 0,287
1.
Сме)
»
»
»
»
»
»
»
»
»
[ценне
Αχ
+ 0,010 об.
-0,008 »
— 0,048 »
-0,062 »
— 0,150 »
— 0,180 »
-0,206 »
-0,247 »
— 0,268 »
— 0,279 »
— 0,128 »
+ 0,246 »
+ 0,118 об.
февраля 23; второе измерение
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
439,5 »
438,4 »
435,2 »
432,5 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
426,1 »
425,45*
423,3 »
421,6 »
420,2 »
Η в звезде
Η искусств
Δ
+ 0,332
+ 6,289
+ 0,229
+ 0,186
+ 0,169
+ 0,070
+ 0,094
+ 0,025
-0,050
— 0,028
— 0,015
— 0,116
— 0,127
- 0,138
об.
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
Δχ
+ 0,300 об.
+ 0,279 »
+ 0,255 »
+ 0,231 »
+ 0,162 »
+ 0,104 »
+ 0,071 »
+ 0,040 »
— 0,014 »
— 0,036 »
— 0,049 »
— 0,095 »
- 0,131 »
— 0,164 »
+ 0,140 »
— 0,207 »
Смещение — 0,067 об.

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК спектрально-двойной 149
февраля 24
λ
441,5 πιμ
440,5 »
439,5 »
438,4 »
432,5 »
430,8 »
427,2 »
426,1 »
425,05 »
Δ
+ 0,079 об.
+ 0,055
+ 0,040
— 0,033
— 0,126
— 0,108
- 0,264
— 0,230
- 0,231
Η в звезде
Η искусств.
»
»
»
»
»
»
»
»
Δι
+ 0,078 об.
+ 0,055 »
+ 0,030 »
-0,005 »
— 0,120 »
— 0,157 »
— 0,238 »
— 0,261 »
— 0,285 »
— 0,088 »
+ 0,187 »
Смешение + 0,099 об.
февраля 26; первое измерение
λ
441,5 ιημ
440,5 »
439,5 »
438,4 »
435,2 »
432,5 »
430,8 »
429,9 »
427,2 »
426,1 »
425,45 »
4233 »
421,6 »
Δ
0,410 об.
0,462
0,404
0,401
0,320
0,231
0,226
0,182
0,104
0,098
0,144
0,055
0,055
Ηγ в звезде
Ηγ искусств.
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
Δχ
0,463 об.
0,440 »
0,419 »
0,392 »
0,320 »
0,259 »
0,220 »
0,198 »
0,131 »
0,106 »
0,091 »
0,055 »
0,004 »
+0,293 »
—0,404 »
Смещение—0,111 об.
λ
441,5 πιμ
440,5 »
438,4 »
431,5 »
430,8 »
429,42 »
426,1 »
февраля 27
Δ
0,697 об.
0,626 »
0,629 »
0,378 »
0,421 »
0,362 »
0,305 »
Ηγ в звезде
Ηγ искусств.
Δι
0,690 об.
0,662 »
0,612 »
0,433 »
0,416 »
0,377 »
0,290 »
+0,499 »
-0,405 »
Смещение+0,094 об.
февраля 25
λ Δ Δχ
441,5 πιμ. +0,038 об. + 0,045 об.
440,5 » +0,025 » +0,024 »
440,2 » +0,023 » +0,014 »
438.4 » —0,008 » —0,022 »
435,2 » —0,132 » —0,090 »
427.5 » —0,244 » —0,247 »
426.1 » —0,289 » —0,278 »
425,45» —0,292 » —0,290 »
424,75» —0,304 » —0,304 »
421,5 » —0,275 » —0,370 »
420.2 » —0,366 » —0,399 »
419,8 » —0,388 » —0,403 »
н в звезде — 0,112 »
Η искусств. + 0,277 »
Смещение + 0,165 об.
февраля 26;
λ
441,5 πιμ
440,5 »
439,5 »
438,4 »
435,2 »
432,5 »
430,8 »
429,42 »
427,2 »
426,1 »
425,45 »
423,3 »
421,95 »
421,6 »
второе измерение
Δ
0,431 об.
0,455
0,411
0,386
0,318
0,248
0,216
0,188
0,126
0,114
0,140
0,048
0,041
0,040
Ηγ в звезде
Ηγ искусств.
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
Δχ
0,457 об.
0,436 »
0,412 »
0,387 »
0,314 »
0,259 »
0,225 »
0,191 »
0,142 »
0,120 »
0,106 »
0,060 »
0,029 »
0,021 »
+0,293 »
-0,387 »
Смещение -0,094 об.
марта 8
λ Δ Δχ
441,5 πιμ +0,135 об.
440,5 » +0,104 »
438,4 » +0,036 »
435,2 » —0,007 »
430,8 » —0,174 »
429,4 » —0,156 »
427,2 » —0,213 »
425,1 » —0,298 »
Ηγ в звезде
Ηγ искусств.
+0,130 об.
+0,104 »
+ 0,045 »
—0,040 »
-0,149 »
-0,187 »
—0,250 »
—0,303 »
—0,068 »
+0,183 »
Смещение+0.Ц5 об.

150
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
λ
441,5 η μ.
440,5 »
439,5 »
438,4 »
435,2 »
432,6 »
430,8 »
420,2 »
420,2 »
марта ί
Δ
—0,100
-0,158
-0,135
-0,226
-0,322
-0,408
-0,426
-0,786
-0,786
Ηγ в звезде
ΗΥ искусств.
ι
)
Об.
»
»
»
»
»
»
»
»
Δι
—0,114 об.
-0,146 »
-0,177 »
-0,211 »
-0,318 »
-0,395 »
-0,449 »
-0,787 »
-0,787 »
-0,352 »
+0,298 »
Смешение—0,054 об.
марта 14; первое измерение
λ
Δ
441,5 ιημ. +0,540 об.
440,5 »
431,5 »
4с0,8 »
429,4 »
427,2 »
426,1 »
Ηγ Β ЗВ(
Ηγ иску
Г марта
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
440,2 »
438,4 »
435,2 »
432,6 »
430,8 »
429,4 »
426,1 »
Η в звезде
+0,566
+0,353
+0,322
+0,188
+0,193
+0,162
?зде
сств.
С
»
»
»
»
»
»
Δ,
+0,590 об.
+0,565 »
+0,332 »
+ 0,317 »
+0,279 »
+0,220 »
+0,193 »
+0,398 »
-0,338 »
мещение+0,060 об
16; первое измерение
Δ
4-0,650 об.
+ 0,616 »
+ 0,595 »
+ 0,565 »
+ 0,454 »
+ 0,369 »
+ 0,357 »
+ 0,305 »
+ 0,215 »
Η искусств.
'
Сметт
аНИ
Δχ
+ 0,643 об.
+ 0,614 »
+ 0,602 »
+ 0,555 »
+ 0,462 »
+ 0,390 »
+ 0,340 »
+ 0,298 »
+ 0,204 »
+ 0,432 »
-0,191 »
й Л. П 941 nfi
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
440,2 »
439,5 »
438,4 »
435,2 »
43 Μ »
431,3 »
431,3 »
430,8 >
429,45 »
426,1 »
425,45»
423,6 »
420,2 »
Ηγ в звезде
Ηγ искусен
марта
λ
441,5 ηψ
440,5 »
430,8 »
427,2 »
марта 11
Δ
+0,540 об.
+0,568 »
+0,502 »
+0,508 »
+0,486 »
+0,313 »
+0,358 »
+0,260 »
+ 0,260 »
+0,288 »
+0,212 »
+0,115 »
+0,127 »
+0,021 »
-0,071 »
I.
Δι
+ 0,564 об.
+0,535 »
+0,522 »
+ 0,505 »
+0,478 »
+0,382 »
+0,292 »
+0,276 »
+0,266 »
+0,258 »
+0,212 »
+0,120 »
+0,100 »
+0,047 »
-0,050 »
+0,348 »
-0,222 »
Смещение+0,126 об.
14; второе измерение
Δ
+0,959 об.
+0,991 »
+0,919 »
+ 0,819 »
Ηγ в звезде
ΗΥ искусств.
ί
Δ,
+0,985 об.
+0,975 »
+0,886 »
+0,852 »
+0,915 »
-0,825 »
Смешение+0,090 об.
марта 16; второе измерение
λ
441,5 mp.
440,5 »
440,2 »
438,4 »
435,2 »
432,6 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
426,1 »
Η в звезде
Η искусст!
Δ
+ 0,049 (б.
+ 0,049 »
+ 0,026 »
-0,001 »
-0,040 »
-0,071 »
-0,038 »
-0,054 »
-0,088 »
-0,107 »
1.
Δχ
+ 0,040 об.
+ 0,031 »
+ 0,026 »
+ 0,010 »
— 0,022 »
-0,046 »
— 0,063 »
. -0,077 »
-0,100 »
-0,110 »
-0,032 »
+ 0,257 »
Смешение + 0,225 00.

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК спектрально-двойной 151
марта 24; спектрограмма № 52
λ Δ Δχ
445,0 ιημ. —0,153 об. —0.178 об.
441,5
440,5
438,4
432,2
427,2
Нтв
» —0,046
» -0,019
» +0,073
» +0,159
» +0,240
звезде
Η искусств.
См
марта 29; первое измерение;
спектрограмма № 54
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
440,2 »
439,5 »
438,4 »
435,2 »
432.6 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
423,6 »
Н„ в звезде
Υ
Η искусств
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
435,2 »
432,6 »
430,8 »
427,5 »
426 Д »
Η в звезде
Ϊ
Η искусств
Δ
— 0,463 об.
-0,469 »
-0,444 »
-0,475 »
-0,443 »
-0,378 »
-0,404 »
-0,353 »
— 0,373 »
-0,306 »
-0,289 »
Δ,
-0,475 об.
-0,466 »
-0,460 »
-0,455 »
-0,443 »
-0,410 »
-0,384 »
-0,367 »
-0,350 »
-0,328 »
-0,292 »
-0,399 »
+ 0,411 »
Смешение+ 0,012 об.
марта 30
Δ
-0,251 об.
-0,230 »
-0,205 »
-0,157 »
- 0,141 »
-0,113 »
-0,089 »
Δι
-0,242 об.
-0,234 »
-0,184 »
— 0,160 »
-0,143 »
-0,111 »
-0,098 »
-0,173 »
+ 0,307 »
Смещение+ 0Д34 об.
» -0,075
» -0,040
» +0,070
» +0,164
» +0,240
+ 0,134
-0,177
»
»
»
»
»
»
ещение — 0,043 об.
марта 29; второе измерение
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
438,4 »
435,2 »
432,6 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
423,6 »
Η, в звезде
ϊ
Η искусств.
λ
441,5 ιημ.
440,5 »
438,4 »
435,2 »
432,6 »
431,5 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
426,1 »
425,4 »
Η в звезде
Η искусств
Δ
-0,462
-0,445
-0,456
-0,399
-0,404
-0,359
-0,355
-0,302
-0,296
См<
об.
»
»
»
»
»
»
»
»
гщен
марта 31
Δ
-0,308 об.
-0,333
-0,295
-0,244
-0,250
-0,175
-0,173
-0,196
-0,182
-0,130
-0,118
»
»
»
»
»
»
»
»
»
Δ1
-0,461 об.
-0,450 »
-0,433 »
-0,402' »
-0,380 »
-0,365 »
-0,350 »
-0,330 »
-0,298 »
-0,392 »
+ 0,406 »
ие + 0,014 об.
Δ>
-0,333 об.
-0,320 »
— 0,294 »
— 0,249 »
— 0,214 »
— 0,200 »
-0,191 »
-0,170 »
-0,141 »
-0,128 »
-0,120 »
— 0,234 »
+ 0,485 »
Смещение + 0,251 р^

152
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
апреля 1 апреля 3
λ Δ Δχ λ Δ At
441,5 mix —0,295 об.
440,5 » —0,296 »
439,5 » —0,317 »
438,4 » —0,298 »
435,2 » —0,309 »
432,5 » —0,278 »
430,8 » —0,217 »
429,4 » —0,269 »
Η в звезде
Η искусств.
Сме)
— 0,305 об.
— 0,302 »
— 0,300 »
— 0,297 »
— 0,287 »
— 0,279 »
— 0,274 »
— 0,269 »
— 0,283 »
+ 0,213 »
шение —0,070 об.
441,5 т\х. —0,446 об.
440,5 » —0,486 »
438,4 » —0,453 »
435,2 » —0,454 »
432,6 » —0,452 »
430,8 » —0,426 »
430,8 » —0,426 »
427,2 » —0,379 »
426,1 » —0,389 »
Η в звезде
. Η искусств.
Смещение
— 0,487 об
— 0,482 »
— 0,470 »
— 0,450 »
— 0,436 »
— 0,428 »
— 0,428 »
— 0,402 »
— 0,397 »
— 0,444 »
+ 0,671 »
+ 0,227 об.
апреля 7;
λ
441,5 mix
440,5 »
439,5 »
438,4 »
432,6 »
431,5 »
430,8 »
429,4 »
Η в звезде
Η искусств
спектрограмма
Δ
— 0,146 об.
— 0,164 »
— 0,157 »
— 0,197 »
— 0,266 »
— 0,294 »
— 0,324 »
— 0,359 »
1.
ι №52
Δι
— 0,152 об.
— 0,164 »
— 0,179 »
— 0,197 »
— 0,284 »
-0,302 »
-0,310 »
— 0,333 »
— 0,262 »
+ 0,214 »
λ
441,5 ΐημ.
440,5 »
438,4 »
435,2 »
432,6 »
430,8 »
429,4 »
427,2 »
Η в звезде
апреля 8
Δ
+ 0,152 об.
+ 0,112 »
+ 0,111 »
— 0,023 »
— 0,003 »
— 0,036 »
— 0,047 »
— 0,106 »
Η искусств.
Δα
+ 0,148 об.
+ 0,130 »
+ 0,094 »
+ 0,038 »
— 0,008 »
— 0,039 »
— 0,062 »
— 0,106 »
+ 0,019 »
— 0,147 »
Смещение — 0,048 об. Смещение + 0,166 об.
апреля 11
λ Δ Aj
441,5 πιμ.
440,5 »
438,4 »
432,6 »
430,8 »
427,2 »
426,1 »
Η в звезде
Η искусств.
-0,438 об.
-0,406 »
— 0,422 »
-0,194 »
-0,539 »
-0,661 »
-0,604 »
-0,366 об.
-0,384 »
-0,422 »
-0,526 »
-0,558 »
-0,627 »
-0,665 »
-0,501 »
+ 0,661 »
Смещение +0,160 об.

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК спектрально-двойной 153
апреля 14; первое измерение
λ Δ Δχ
441,5 πιμ. —0,085 об.
440,5 » —0,081 »
438,4 » —0,010 »
432,6 » -0,049 »
430,8 » —0,052 »
429,4 » —0,063 »
427,2 » —0,184 »
426,1 » -0,192 »
Η в звезде
Η искусств.
— 0,090 об,
-0,075 »
-0,040 »
-0,055 »
-0,082 »
-0,107 »
-0,146 »
-0,162 »
-0,030 »
4-0,208 »
Смещение 4-0,178 об.
апреля 17
λ Δ ΔΛ
441,5 πιμ, —0,084 об. —0,129 об.
440,5 » —0,150 » —0,150 »
430,8 » -0,345 » —0,345 »
Η в звезде —0,279 »
Η искусств. +0,483 »
Смешение + 0,204 об.
апреля 20
λ
441,5 ΐημ
440,5 »
438,4 »
432,5 ·
430,8 »
429,4 »
Η в звезде
Η искусств.
Δ
-0,143 об.
-0,135 »
-0,184 »
-0,329 »
-0,345 »
-0,337 »
ΔΑ
— 0,124 об.
-0,145 »
-0,190 »
-0,314 »
-0,351 »
— 0,380 »
-0,282 »
+ 0,497 »
Смешение + 0,215 об.
апреля 14; второе измерение
λ Δ Δ(
441,5 πιμ +0,055 об.
440,5 » -+ 0,036 »
438,4 » 0,000 »
435,2 » -0,053 »
432,5 » -0,102 »
430,8 » -0,123 »
429,4 » -0,129 »
Η в звезде
Η искусств.
+ 0,053 об.
+ 0,035 »
+ 0,001 »
-0,053 »
— 0,093 »
-0,123 »
-0,145 »
-0,070 »
+ 0,287 »
Смешение+ 0,217 об.
апреля 19
λ Δ Δ,
441,5 πιμ -0,234 об.
440,5 » -0,240 »
438,4 » -0,267 »
435,2 » -0,307 »
430,8 » -0,409 »
429,4 » —0,419 »
427,2 » -0,522 »
426,1 » -0,469 »
Η в звезде
Η искусств.
-0,222 об.
— 0,240 »
-0,276 »
-0,333 »
-0,409 »
-0,435 »
-0,476 »
-0,504 »
— 0,532 »
+ 0,340 »
Смещение — 0,012 об.
апреля 22
λ Δ At
441,5 πιμ. -0,147 об.
440,5 » —0,154 »
438,4 » —0,151 »
435,2 » -0,258 »
432,6 » -0,303 »
430,8 » —0,328 »
429,45» -0,348 »
426,1 » -0,454 »
Η в звезде
Η искусств.
-0,140 об.
-0,158 »
— 0,196 »
-0,256 »
-0,301 »
-0,332 »
-0,355 »
-0,415 »
— 0,274 »
+ 0,326 »
Смещение+0,052 об.

154
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
апреля 24
апреля 26
λ Δ
441,5 Γημ. —0,092 об.
440,5 -0,056»
439,5 + 0,032 »
431,5 +0,365»
430,8 + 0,375 »
427,2 + 0,622 »
426,1 + 0,672 »
Ηγ в звезде
Ηγ искусств.
Δ1
-0,090 об.
-0,048 »
-0,002 »
+ 0,359 »
+ 0,385 »
+ 0,559 »
+ 0,602 »
+ 0,244 »
-0,330 »
λ
441,5 ιημ.
440,5
438,4
435,2
432,6
430,8
426,1
Δ
+ 0,015 об.
-0,038 »
-0,152 »
-0,284 »
-0,407 »
-0,470 »
-0,759 »
Η-, в звезде
Ηγ искусств.
Δι
-0.010 об.
-0,035 »
-0,130 »
-0,287 »
-0,401 »
-0,481 »
-0,810 »
— 0,333 »
+ 0,608 »
Смещение —0,086 об.
Смещение +0,275 об.
Для вычисления лучевых скоростей по найденным
смещениям были исследованы спектрограммы Солнца и
α Bootis, снятые приблизительно при тех же условиях, при
которых снималась исследуемая звезда. Были измерены
интервалы между линиями, по возможности симметрично
расположенными около Ηγ.
Длины волн для этих линий взяты по системе
Потсдама.
Спектрограмма 0 № 50 Ηγ — 436,68 ιημ = 7,703 об. = — 2,629 ιημ
— 435,99
— 435,20
— 432,60
— 432,13
— 431,5
= 5,668 >
= 3,399 >
= 4,449 >
= 5,968 >
= 7,774 >
> = — 1,930
> =-1,152
> = + 1,449
> = + 1,948
> =+2,515
Спектрограмма 0 № 51 Ηγ — 436,68 ηιμ = 7,745 оборота
» — 435,99 =5,690
» —435,20
» —432,60
» —432,13
» —431,5
Спектрограмма 0 № 52 Ηγ —436,68
-435,99
— 435,20
— 432,60
— 432,13
— 431,5
= 3,404
= 4,466
= 6,020
= 7,824
= 7,713
= 5,688
= 3,398
= 4,488
= 6,042
= 7,82?
»
»
»
»
оборота
»
»
»
»
»

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК спектрально-двойной 155
Спектрограмма 0 №
Спектрограмма α Boo
30 марта
Спектрограмма α Boo
19 апреля
54 Η у —436,68
» — 435,99
» —435,20
» —432,6
» —432,13
» —431,5
н— 437,00
» — 435,99
» —435,2
» —432,6
» —432,13
» —431,5
н—437,00
»' — 435,99
» —435,2
» —432,6
» —432,13
» —431,5
= 7,793 оборота
= 5,728 »
= 3,425 »
= 4,500
= 6,041 »
= 7,868 »
= 8,698 оборота
= 5,742
= 3,428
= 4,461
= 6,011
= 7,830
= 8,674 оборота
= 5,698 »
= 3,400
= 4,523
= 6,080 »
= 7,895
С помощью этих чисел получены по способу
наименьших квадратов коэффициенты формул вида Δλ = αΔ/?-[~
-j-#A/?2, где Δλ — разность длин волн, а Δ/? — разность
оборотов измерительного винта.
Затем, принимая Δ/?=1, получим
[*ля № 50
» № 51
» № 52
» № 54
» α Boo марта 30
» » » апреля 19
, что смещение
Δλ = 0,3315 т\х
» =0,3305 »
» =0,3305 »
» =0,3282 »
» =0,3294 »
» =0,3280 »
линии Ηγ, соответствую-
Принимая,
щее 1 ηψ, обусловливается лучевой скоростью ±93,2
географической мили в секунду, получим следующий
коэффициент К для перевода смещений, выраженных в
оборотах измерительного винта, в скорости:
1ля № 50
» № 51
» № 52
» № 54
» α Boo 30 марта
* » 19 апреля
lgtf = 1,4899
» = 1,4886
» =1,4886
» =1,4856
» =1,4871
» =1,4853

156
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Если превратить с этими коэффициентами наибольшее
из найденных смещений в скорости, то получим числа,
различающиеся между собою не более, как на 0,06 г. м./сек.
Величина эта заключается в пределах возможных ошибок
при определении лучевых скоростей; тем не менее, есть
возможность значительно уменьшить эту погрешность,
если обратить внимание на длину спектрограмм между
определёнными спектральными линиями. Почти на всех
спектрограммах встречаются наведения на линии λ =
= 430,8 ιτιμ и λ = 440,5πΐ[λ. Так, для солнечных
спектрограмм:
№ 50 интервал 430,8 ιημ — 440,5 τημ = 38,453 оборота
№ 51 и 52 » » =38,611 »
№ 54 » » = 38,789 »
для α Boo марта 30 » = 38,702 »
» » апреля 19 » =38,798 »
Точность каждого из этих чисел выражается вероятной
погрешностью ±0,010 оборота винта.
Сопоставляя эти числа с величинами коэффициента /С,
полученными по соответствующим спектрограммам,
находим следующую таблицу:
130,8 — 440,5 тр.
38,45 оборота
50 »
60
65 »
70 »
75 »
38,80 »
коэффициент К
30,890
865
800
760
705
640
30,575
чк
1,4898
1,4895
1,4885
1,4880
1,4872
1,4863
1,4854
Остаётся выписать интервалы на спектрограммах
звезды и соответственно их величине взять из таблицы
коэффициент К. В тех случаях, когда интервал этот не
измерялся, можно с достаточной точностью судить о его
величине по температуре, записанной по термометру
спектрографа во время наблюдение

О ЗВЕЗДЕ α* БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-двойной 157
1896, января
»
Температур
1
20
февраля 7
»
»
»
»
»
»
»
»
»
марта
»
»
»
»
»
»
»
»
»
апреля
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
15
19
22
23
24
25
26
26
27
8
9
11
14
14
16
16
29
30
31
1
3
7
8
11
14
14
17
19
20
22
24
26
Отсюда выходит такая
а Инт
430,8—'
— 9°,8 С —
-8,4
—13,8
—14,6
— 9,0
—12,5
—12,5
—11,5
— 8,5
-8,2
- 8,2
— 7,0
— 4,0
-2,5
-4,0
-6,2
-6,2
— 5,3
— 5,3
- 9,0
-7,5
— 5,0
-4,2
— 3,5
+ 1,5
+ 2,5
+ 1,0
+ 4,0
+ 4,0
+ 2,5
+ 2,5
+ 3,8
+ 5,4
+ 1,5
+ 4,5
—
—
38,535
637
588
653
599
—
666
673
664
723
725
711
687
666
692
693
639
671
550
698
689
761
762
731
750
759
791
756
780
38,776
39,055
39,011
ервал
140,5 ιημ
оборота
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
зависимость между температу-
рой и длиной интервала 430,8 — 440,5 ηψ:
Температура Интервал
—12° С . 38,606 оборот
—10 634
— 8 662
- 6 685
— 4 38,705
Температура
-а
-2° С
0
(-2
-4
-6
Интервал
38,723 оборота
741
757
773
38,786

158
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
Нужно отметить, что положение объектива камеры
спектрографа было изменено после 1-го апреля; именно,
до 1-го апреля показатель на барабане кремальеры,
передвигающей объектив, давал отсчёт 32,5, а после 1-го
апреля —34,0.
На основании полученных вспомогательных величин
имеем все данные для превращения смещений линий Η
в скорости, выраженные в географических милях в
секунду времени.
В таблице даются лучевые скорости а1 Близнецов и
рядом с ними слагающие скорости Земли, вычисленные по
формуле:
ν £ = — va sin (λ — Θ + 0 cos β.
Здесь να — скорость Земли на орбите; Θ — долгота
Солнца; λ — долгота звезды; (3— широта звезды; 90—j—
угол между радиусом орбиты Земли и касательной; va и
i получатся из следующей таблицы:
О
0°
20
40
60
80
100
120
150
170
ό а
4,01 г. м./сек.
3,99
3,97
3,95
3,94
3,93
3,94
3,96
3,98
i
+56',5
57 ,0
50,5
38,5
21 ,0
+ 1,0
—19,0
—44,0
-54,0
Θ
190°
210
230
260
280
330
350
360
να
4,00 г. м./сек.
4,02
4,04
4,06
4,07
4,04
4,02
4,01
/
—57/,5
-54,0
—44,5
—20,5
-1,0
+43,0
+53,5
+56,5
(Ар. J., XI, 319)
Таблица лучевых скоростей w относительно Земли,
слагающих скоростей Земли ν + и скоростей о/ Близнецов
относительно Солнца w0:

ϋ ЗВЕЗДЕ α* БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕкТРАЛьНО-двойной 159
Время
W
vb
щ
1896, января 1
»
»
»
февраля
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
марта
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
апреля
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
1
20
20
7
7
15
15
19
22
23
23
24
25
26
26
27
8
9
И
14
14
16
16
24
29
29
30
31
1
3
7
8
11
14
14
17
19
20
22
24
26
-4,06 г.
—4,28
+3,48
+3,60
+5,33
+4,59
+2,59
+3,73
+5,14
+3,64
—1,35
—2,06
+3,05
+5,08
—3,41
—2,89
+2,89
+3,53
—1,66
+3,87
+1,84
+2,77
+7,40
+6,91
—1,32
Ь0,37
-0,43
-4,12
-7,74
—2,15
+6,97
—1,47
+5,09
+4,91
+5,45
+6,65
+6,24
—0,37
+6,58
+1,59
—2,63
-
+-8,41
м./сек. +0,56 г.
+0,56
—0,76
—0,76
—1,95
—1,95
—2,41
—2,41
—2,63
—2,81
—2,83
—2,83
—2,87
—2,92
—2,97
—2,97
—3,01
—3,41
—3,45
—3,51
—3,59
—3,59
—3,64
—3,64
-3,82
—3,87
—3,87
—3,89
—3,90
-3,91
—3,92
—3,94
—3,93
—3,93
—3,91
—3.91
—3,88
—3,85
—3,84
—3,81
—3,78
—3,74
м./сек. —3,61
+ 2,78
—
+3,01
—
+0,75
—
+2,51
+0,83
—4,54
—
+0,18
+2,16
—6,12
—6,12
—0,12
+0,12
—5,11
+0,36
—1,28
—
+3,52
—
—5,14
—3,47
—
+0,23
—3,84
—6,06
+3,05
—5,41
+1,16
+0,98
+2,14
—,
+2,36
—4,22
+2,74
—2,22
—6,41
+4,76

160
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
Рассматривая эту таблицу, видим, что скорости
переменны и притом колебания значительно превышают
возможную погрешность в определении лучевых скоростей
двухпризменным спектрографом.
Повторение одних и тех же числовых величин
скоростей через довольно правильные промежутки времени
заставляет предположить, что а1 Близнецов представляет
систему, подобно α Девы, δ Цефея и т. п.
Остановившись на таком представлении, естественно
прежде всего определить период изменения лучевых
скоростей. Для этого я выбрал из наблюдений дни, когда
лучевые скорости очень близки к нулю:
1896, февраля 24,418 +0,18 г. м./сек.
27,367 —0,12
марта 8,363 +0,12
11,321 +0,36
30,350 +0,23
Построив предварительную кривую скоростей, видим,
что период очень близок к 3 суткам. Отсюда же следует,
что точки, соответствующие 8 и 11 марта, лежат на
нисходящей ветви кривой (переход от положительных
к отрицательным скоростям), а 24, 27 февраля и 30
марта — на восходящей ветви. Из рассмотрения той же
предварительной кривой следует, что средняя скорость на
орбите близка к 4,5 географической мили в секунду.
Этих данных достаточно, чтобы вычислить моменты, когда
лучевые скорости равны нулю. Это будут:
1896, февраля 24,418 —0,019 =24,399
27,367 +0,012 =17,379
марта 8,363 +0,012 = 8,375
11,321 +0,037 =11,358
30,350 —0,024 =30,326
Наивыгоднейшая комбинация для получения периода
будет 24 февраля и 30 марта и 27 февраля и 30 марта.
Первая даёт разность:
34,927 дня = 2,91064 χ 12,

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНОЙ 161
вторая даёт:
31,947 дня = 2,90427 χ 11.
Середина даёт период, равный 2,90745 дня.
Если обратно перевести все моменты на одну эпоху,
то получим:
февраля 27,307
» 27,379
» 27,344
середина 27,343
Эпоху 1896 г. февраля 27,34 принимаю за исходную
и с периодом 2,91 дня вычисляю все моменты, когда
лучевые скорости относительно Солнца должны равняться
нулю.
Эпохи скоростей, равных 0 (переход от отрицательных
к положительным скоростям)
1896, января 0,14 среднего
пулковского
времени
3,05
5,96
» 8,87
» 11,78
» 14,69
» 17,60
» 20,51
» 23,42
» 26,33
» 29,24
февраля 1,15
4,06
6,97
9,88
12,79
» 15,70
18,61
21,52
» 24,43 опр.
» 27,34 »
24,40
27,38
1896, марта 1,25 среднего
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
пулковского
времени
4,16
7,07
9,98
12,89
15,80
18,71
21,62
24,53
27,44
30,35 опр. 30,33
апреля 2,26
» 5,17
» 8,08
10,99
» 13,90
» 16,81
» 19,72
22,63
25,54
28,45
И Зак. 1719. А. А. Белопольский

162
Α. Α. ББЛОПОЛЬСКИЙ
Эпохи скоростей, равных 0 (переход от положительных
к отрицательным скоростям)
96, января 1,60
среднего
пулковского
4,51
7,42
10,33
» 13,24
» 16,15
» 19,06
» 21,97
» 24 88
» 27,79
» 30,70
февраля 2,61
5,52
» 8,43
» 11,34
» 14,25
» 17,16
» 20,07
» 22,98
» 25,89
» 28,80
времени
1896,
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
марта 2,71 среднего
пулковского
времени
5,62
8,53 опр. 8,33
11,44 » 11,36
14,35
17,26
20,17
23,08
25,99
28,90
31,82,
апреля 3,72
»
»
»
»
»
»
»
»
»
6,63
9,54
12,45
15,36
β,27
21,18
24,19
27,00
29,91
Следующая таблица заключает кратные средней
суточной угловой скорости (равной 123°,711 за сутки),
получающейся при периоде 2,91 дня:
1.
2.
3.
123°,71
247 ,42
371 ,13
0,1
0,2
0,3
0,4
0,5
0,6
0,7
0,8
09
1,0
12°,371
24 ,742
37,113
49 ,484
61 ,855
74 ,226
86 ,597
98 ,968
111 ,339
123 ,710
0,01
0,02
0,03
0,04
0,05
0,06
0,07
0,08
0,09
0,10
1°,237 0,001
2 ,474 0,002
3 ,711 0,003
4 ,948 0,004
6 ,186 0,005
7 ,423 0,006
8 ,660 0,007
9 ,897 0,008
11 ,134 0,009
12 Д71 0,010
0°,124
0,247
0,371
0,495
0,619
0,742
0,866
0,990
1 ,113
1 ,237
Для получения других элементов системы а1 Близнецов
приложим формулы, предложенные для этой цели Леман—
Филе (Α. Ν., № 3242).
Нанесём прежде всего найденные лучевые скорости на
графлёную бумагу в виде ординат, сооответствующих
абсциссам, на которых отложены времена, считая от бди-

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-двойной 163
жайшего момента нулевых скоростей-]-1,47 дня:
приблизительное время прохождения через периастр.
В третьем столбце следующей таблицы помещены
промежутки времени, которые служат упомянутыми
абсциссами на кривой скоростей.
Среднее пулковское
время наблюдения
1896, января 1,43
„
20,45
февраля 7,43
»
»
»
»
»
»
»
»
марта
»
»
»
»
»
»
»
апреля
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
15,45
19,44
22,42
23,42
24,42
25,33
26,36
27,37
8,36
9,32
11,32
14,38
16,33
17,35
24,38
30,35
31,36
1,36
3,36
7,36
8,36
11,34
14,35
17,45
19,39
20,39
22,41
24,45
26,40
Начало сч
1895, декабря
1896, января
февраля
»
»
»
»
»
»
»
»
марта
»
»
»
»
»
»
»
»
»
апреля
»
»
»
»
»
»
»
»
»
ета
29,70
19,07
[ 5,53
14,26
17,17
20,08
22,99
22,99
22,99
25,90
25,90
5,63
8,54
8,54
14,36
14,36
17,27
23,09
28,91
28,91
31,82
31,82
6,64
6,64
9,55
12,46
15,37
18,28
18,28
21,19
24,10
24,10
Получающаяся на основании
Промежуток
времени,
равный
абсциссе
2,73 дня
1,38
1,90
1,19
2,27
2,34
0,43
1,43
2,34
0,46
1,47
2,73
0,78
2,78
0,02
1,97
0,08
1,29
1,44
2,45
0,54
2,54
0,72
1,72
1,79
1,89
2,08
1,11
2,11
1,22
0,35
2,30
Лучевые скорости
относительно
Солнца
—3,61 г. м.
+2,78
+3,01
+0,75
+2,51
+0,8
-4,54
+0,18
+2,16
—6,12
—0,12
+ 0,12
—5,11
+0,36
—1,28
+3,52
—5,14
—3,47
+0,23
+3,84
-6,06
+3,05
—5,41
+1,16
+0,98
+2,14
+2,36
-4,22
+2,74
—2,22
—6,41
+4,67
этих чисел кривая
/сек.
№ 1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
должна
удовлетворять ещё условиям:
1) чтобы кривая была симметрична относительно
некоторой прямой, параллельной оси абсцисс;
2) чтобы площадь, ограниченная кривой и осью сим-
11*

164
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
метрии над последней, равнялась площади под осью
симметрии;
- 3) чтобы площадь между кривой, наибольшей
положительной ординатой и осью симметрии равнялась площади
между кривой, наибольшей отрицательной ординатой и
осью симметрии.
Для черчения кривой выбран масштаб 2 для 1 г. м./сек.
и 10 для 1 суток. Кривую через полученные точки можно
проводить, сообразуясь со всеми 32 точками, и тогда
получатся значительные уклонения этих точек от кривой.
На первый взгляд кажется, что через точки можно
провести целую систему параллельных кривых. Для средней
из всех их получаются следующие данные и элементы:
площадь между кривой и осью симметрии равна 79,8;
ордината оси симметрии = собственному движению =
= —0,7 г. м./сек.;
положительная площадь (условие 3) гх = -\- 36,7 и
2.2 = 43,1. Наибольшие ординаты: А = 8,5 = 4,25г.м./сек.;
β = 8,8 = 4,40 г. м./сек.
Долгота точки на орбите, где лучевые скорости равны
нулю, ^ = 89° и #2 = 2710. Долгота периастра ω=102°.
Эксцентриситет £ = 0,08. Время прохождения через пе-
риастр Г=0а, т. е., например, 27,34 + 1,47 = 28,81
февраля -|-#Χ2\91. Проекция большой полуоси asini =
= 360 000 г. м.
Эти величины получаются вычислением следующих
формул: 2VJB
smai= А+ТГ' «2=2π — αν
А—В
—1~ А + В'
Zo, ~f- Ζλ
e sin ω = sin ил ———- ; e cos ω = — cos u<;
[dz\ А + В ,л , ч
абсцисса, соответствующая этой ординате, есть время
прохождения через периастр Т;
a sin i = 43 200 А+В V I— е* .

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-двойной 165
2π тт
Здесь [А = -ут есть средняя угловая скорость, и —
период, выраженный в сутках.
Обратно, эфемерида вычисляется по известным
формулам: dz А + в .А—В
-dt=-2—COSU + -2->
μ(ί—7) = £ —*sin£, tgi^=-|/"[±|tgA.
На основании полученных выше элементов вычислим
обратно лучевые скорости -тт.
№
dt
Набл.+ 0,7 г. м./сек. Кривая
5
32
9
6
20
22
1
12
14
15
17
31
7
10
21
23
13
28
4
30
18
2
8
19
11
24
25
26
3
16
27
29
15°,3 -4
18,9 Η
24,1 Η
24,1 Η
38,9 Η
51,1 -
77,7 J
77,7 -
83,9 -
106,7 -
115,3 -
153,5 -
166,3 -
168,7 -
179,3 -
211,9 -
218,5 -
246,7 -
255,5 -
258,5 -
265,2 -
275,5 -
280,7 -
281,7 -
285,1 -
311,3 -
319,1 -
330,3 -
331,3 -
339,3 -
352,1 -
355,5 -
-4,1 г.
-4,0
-3,9
-3,9
-з,з
-2,6
-0,8
-0,8
г 0,5
-1,2
-1,9
-3,9
-4,2
-4,2
-4,3
-4,2
-3,4
-1,7
-1,1
-0,9
-0,3
И,4
-0,8
-0,9
гМ
^2,9
г 3,3
г 3,8
Ь3,8
Ь4,0
Ь4,3
Ь4,3
м./сек
+ 3,2 г. м./сек.
+ 5,4
+ 2,9
+ 1,5
+ 4,5
+ 3,8
— 2,9
+ 0,8
+ 1,1
— 0,6
-4,4
-5,7
— 3,8
— 5,4
— 5,4
— 4,7
— 4,4
— 3,5
+ 1,5
-1,5
— 2,8
+ 3,5
+ 0,9
+ 0,9
+ 0,6
+ 1,9
+ 1,7
+ 2,8
+ 3,7
+ 4,2
+ ЗД
+ 3,4
+ 4,1 г. м./сек.
+ 4,0
+ 3,8
+ 3,8
+ 3,0
+ 2,3
+ 0,4
+ 0,4
— 0,3
-2,2
-2,7
— 4,4
-4,6
-4,6
— 4,6
-4,2
— 3,8
-1,6
-1,0
-0,9
— 0,9
+ 0,8
+ 0,7
+ 0,7
+ 0,9
+ 2,7
+ 3,2
+ 3,6
+ 3,7
+ 3,9
+ 4,1
+ 4,1

166
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Рассматривая эту таблицу, видим, что особенно сильно
уклоняются наблюдения от вычисленной скорости,
полученные января 1, 20, февраля 15, 19, 22, 23, 25, т. е.
точки № 7, 4, 2, 5, 9, б, 1 (по порядку на чертеже).
Точки эти лежат как будто на особой кривой. Поэтому
в следующем приближении я отбросил эти наблюдения
(на кривой / они окружены пунктиром) и провёл кривую
U 1 1 1 1 1 lJ
О 1 2 3 2 5 6*
Рис. 1.
через наблюдения, начиная с 8 марта. Тогда получаются
следующие данные для вычисления элементов (см.
кривую /): период 2,91 дня; собственное движение системы
(плюс движение нашего Солнца) —2,12= — 1,06 г. м./сек.
Для zt получается 40,1 и 40,7, для za — 62,7 и 63,3.
Наибольшая положительная ордината
Л= 10,46 = 5,23 г. м./сек.
Наибольшая отрицательная ордината
В =10,94 = 5,47 г. м./сек.
Затем Л + £= 21,40, ^ + ζι = — 22»6>
А — В = — 0,48, z.2 — zx = — 103,4,
2γΑΒ = 2ΐΑ0,
я1 = 88°,7, яа=27Г,3,
ω = 96°,0,
е = 0,22,

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНОЙ 167
Йг) = —0.7 г. м./сек.; Т= +0,01 суток, т.е. 28,82 фев-
раля±2,91 Хп.
a sin i = 837 000 = 419 000 г. м./сек.
Если принять i = 90°, то сумма масс системы равна
0,10; если же / = 45°, то сумма масс равна 0,4 0.
Затем эти элементы следующим образом удовлетворяют
наблюдениям и кривой:
№
20
22
12
14
15
17
31
21
23
13
28
30
18
19
24
25
26
16
27
29
32
и
dt
Кривая / Набл. +1,06 г. м./сек.
13°,8 + 5,07 г. м./сек. + 5,26 г. м./сек. +4,90г. м./сек.
27,0 +4,65 +5,06
4-4,11
59,2 +2,60 +3,06 +1,18
68,6 +1,84 +2,06 +1,42
98,0 -
110,0 -
159,0 -
186,6 -
208,4 -
215,2 -
246,6 -
255,8 -
261,6 -
274,0 Η
297,0 -
303,0 -
311,9 -
319,2 -
329,8 -
332,8 -
354,2 -
Что каса
-0,86
-1,96
-5,11
-5,43
-4,82
-4,51
-2,24
-1,43
-0,90
Ь 0,25 Η
-2,31
- 2,79
- 3,45
-3,93
- 4,50
-4,63
- 5,20
ется причины ρ
-1,19
-2,54
-5,24
-5,39
-4,94
-4,74
-2,59
-1,64
-1,08
h 0,34 J
- 2,26
-2,81
-3,55
- 4,06
-4,66
- 4,76
- 5,26
азногласия отброи
-0,22
-4,08
-5,35
-5,00
-4,36
-4,05
-3,16
-1,16
-2,41
h 1,29
-2,22
-2,04
-3,20
-4,58
-3,42
-3,80
-5,73
ценных ско-
ростей, то она заключается в том, что период получается
различный, смотря по тому, какие моменты выбрать для
его определения. Чем больше промежуток времени,
отделяющий моменты, тем период получается меньше, если
комбинировать моменты, когда лучевые скорости равны
нулю.

168
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Так, если взять моменты 24,40 и 27,38 февраля, то
отсюда период получится 2,98 дня; то же — из
наблюдений 15,45 и 27,38 февраля.
Из наблюдений 24 февраля и 30 марта (промежуток
35 дней) и 27 февраля и 30 марта (32 дня) период
получился, как мы видели, 2,91 дня. Следовательно, вообще
при нахождении ближайшего к наблюдению момента
прохождения через периастр нельзя пользоваться одним и
тем же периодом.
Разные периоды получаются, вероятнее всего, оттого,
что линия апсид орбиты поворачивается довольно
значительно в сторону движения светила. Наличный материал
недостаточен для получения числовой величины этого
движения, но из довольно грубых соображений выходит, что
с каждым прохождением линия апсид поворачивается на 0°,3.
На основании приведённых соображений можно до
некоторой степени воспользоваться отброшенными
наблюдениями. Для этого нужно либо взять период для них не
2,91 дня, а другой, например 2,98 дня, и с ним найти
ближайшие эпохи прохождения через периастр, либо на
чертеже определить разности времён между абсциссами,
соответствующими наблюдению, и абсциссой ординаты
кривой, равной наблюдённой лучевой скорости. Прибавив
среднюю из таких разностей к абсциссам наблюдённых
скоростей, приведём их на кривую. Я проделал обе эти
операции отдельно и получил соответственно две кривые
скоростей уже через совокупность всех наблюдений.
Прежде всего я применил последний из упомянутых
способов. Разности времён (абсцисс) получились для
каждой точки следующие:
1
2
3
4
5
6
+ 0,26 суток
+ 0,55 »
+ 0,08 »
+ 0,46 »
+ 043 »
+ 0,46 «
7
8
9
10
И
Середина
+ 0,44 суток
+ 0,16 »
+ 0,39
+ 0,24
+ 0,07
+ 0,322 суток

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-двойной 169
Исправленные абсциссы будут:
1 3,04 суток 4 1,51 суток 7 0,75 суток 10 0,78 суток
2 1,70 » 5 2,59 » 8 1,75 » И 1,79 «
3 2,22 » 6 2,66 » 9 2,66 »
Соответственно этим абсциссам нанесены точки и через
совокупность всех 32 точек проведена кривая //. Для этой
кривой ось симметрии имеет ординатою —2,80 =
гм
сей. ~ ,
~0 1 ~2 ~3 t7
Рис. 2.
= — 1,4о г. м./сек. = собственному движению системы.
Площади ^ = + 38,04; ζ2 = 58,80; Л =10,3; β =10,0.
Отсюда элементы орбиты получаются:
ut=*90°,99 яа = 269°,1,
ω = 94°,0,
* = 0,21,
(|) = 0,00;
7 = — 0,07 + 28,82 = 28,74 февраля ± 2,91 X п.
α sin * = 794000 = 397000 г. м./сек.

170
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Они удовлетворяют кривой и наблюдениям следующим
образом:
№ и
1 131°,8
2 300,4
3 353,2
4 284,4
5 47,3
6 59,6
7 226,4
8 305,5
9 59,6
10 220,6
11 308,4
12 72,8
13 220,6
14 82,4
15 111,4
16 325,4
17 123,0
18 266,2
19 278,6
20 24,8
21 193,8
22 38,8
23 214,4
24 302,6
25 308,4
26 317,8
27 337,0
28 251,0
29 340,4
30 260,4
31 168,2
32 3,0
dz
dt
—3,47 г. м./сек. -
Кривая //
-3,61 г. м./сек.
+2,49 +2,40
+4,97 +5,05
+1,19 +1,05
+3,38 +3,90
+2,49 +2,80
—3,59 —4,05
+2,84 +2,70
+2,49 +2,90
—3,93
-3,90
+3,07 +3,00
+ 1,43 +1,90
—3,93 —3,90
+0,59 +0,80
—1,93
-2,20
+4,11 +4,05
—2,84
—0,42
-3,25
-0,50
+0,68 +0,70
+4,53 +4,90
—5,01
-4,85
+3,88 +4,25
—4,28 —4,20
+2,65 Η
+3,07
+3,69
+4,60
—1,73
+4,71 Η
—0,92
—5,06
+5,00 Η
Ь2,60
-2,95
-3,60
-4,60
-1,75
-4,75
-0,90
-4,95
-5,15
Набл.
+1,40 г. м./сек.
—2,21 г. м./сек.
+4,18
+4,41
+2,15
+3,91
+2,23
—3,14
+1,58
+3,56
—4,72
+1,28
+1,52
-3,71
+1,76
+0,12
+4,92
—3,74
—2,07
+1,63
+5,24
—4,66
+4,45
—4,01
+2,56
+2,38
+3,54
+3,76
—2,82
+4,14
—0,82
—5,01
+6,07
На чертеже крестиками отмечены точки, через
которые проводилась кривая, а кружочками обозначены непри-
ведённые наблюдения.
Если же вычислить моменты прохождения через пери-
астр, ближайшие к наблюдениям от № 1 по 11 при
помощи периода 2,98 суток, то получим следующие
абсциссы для скоростей:

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СЦЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНОЙ J71
1
2
3
4
5
1,28 дня
2,31 «
2,52 «
1,60 «
2,61 «
6
7
8
9
10
11
2,61 дня
0,63 «
1,63 »
2,54 »
0,59 »
1,60 »
Нанеся эти точки на бумагу вместе со всеми
остальными, проведём через них кривую ///, для которой
ордината оси симметрии равна 3,0 = — 1,50 г. м./сек. и равна
собственному движению системы.
А = 9,5; В = 9,6; г1 = +35,76; ζ2 = — 69,96;
и1==89°,7, я2 = 270°,3,
ω = 89°,9;
е = 0,32;
(§)==0,00; 7=—0,08 + 28,82=28,74 февраля:±:2,91Хя.
a sin i = 720 000 = 360 000 г. м./сек.
Эти элементы удовлетворяют кривой и наблюдениям
следующим образом:

172
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
1
2
3
4
5
6
7
256°,2
332,8
358,0
277,3
11,4
11,4
203,0
8 279,2
9 0,8
10 198,6
11 277,3
12 62,6
13 226,0
14 75,0
15 112,6
16 342,2
17 127,0
18 263,6
19 273,8
20 6,8
21 202,4
22^ 22,0
23 220,6
24 293,0
25 298,2
26 305,8
27 322,4
28 251,4
29 325,2
30 259,0
31 178,0
32 346,0
dz
dt
—1,11
+4,24
+4,76
+0,62
+4,66
+4,66
—4,35
+0,78
+4,76
—4,48
+1,92
+2,21
—3,28
+ 1,25
—1,81
+4,55
—2,34
—0,51
+0,34
+4,74
—4,38
+4,43
—3,59
+1,88
+2,27
+2,80
+3,79
—1,49
+3,92
—0,89
—4,74
+4,63
г. м./сек.
Кривая III +1>50Н?Лм./сек.
—2,0 г. м./сек.
-2,11 г. м./сек.
+4,7 +4,28
+ 1,3 +4,51
+1,7 +2,25
+4,4 +4,01
+4,4 +2,33
-4,6
-3,04
+1,9 +1,68
+4,7 +3,66
-4,7
-4,62
+1,7 +1,38
+2,6 +1,62
-4,0
+1,3 Η
-2,0
+4,2
-3,0
—1,3
-3,61
hl,86
-0,22
-5,02
-3,64
-1,97
+1,2 +1,73
+4,7 +5,34
—4,7 —4,56
+4,4 +4,55
-4,3
+2,8 Η
+3,2
+3,7
+4,3
—2,6.
+4,5 Η
-2,4
-4,7
+4,8 Η
-3,91
Ь2,66
-2,48
-3,64
-3,86
-2,72
-4,24
-0,72
-4,91
г6,17
Сравнивая между собой результаты, полученные при
помощи трёх кривых скоростей, видим, что первые две
почти одинаково удовлетворяют наблюдениям и
вычисленным по элементам лучевым скоростям, причём и элементы
согласны в допустимых пределах между собой. Что касается
третьей кривой, то она лучше удовлетворяет наблюдённым
скоростям, чем вычисленным, и притом изгиб при
переходе от отрицательных к положительным скоростям не
выходит совсем по вычислению.

О ЗВЕЗДЕ α1 БЛИЗНЕЦОВ КАК СПЕКТРАЛЬНО-двойной 173
Таким образом, останавливаемся пока на следующих
элементах системы а1 Близнецов:
их = 88°,7 до 90°,9,
яа = 271°,3 » 269°, 1,
ω= 94,0 » 96,0,
е= 0,21 » 0,22,
Г=28,82 до 28,74±2,91 Х/г февраля 1896 г.,
a sin i = 360 000 до 420000 г. м./сек.
Масса системы остаётся неопределённою, так как
неизвестна полуось орбиты. Что касается упомянутого
быстрого движения линии апсид, то это случай не первый.
Припомним любопытные
исследования аналогичного движения в
переменной звезде Υ Лебедя, сделанные
Дунером ещё в 1892 г.
По неравенству периода этой
переменной автор находит
эксцентриситет орбиты спутника и
движение линии апсид. То же встречается
и в движении планет (Меркурий).
Причину явления, между прочим,
можно искать в сжатии тел,
составляющих систему.
Спектрограммы, мною
полученные для а1 Близнецов, дают
представление о спектре только одного
тела. Решить вопрос, смещаются
ли водородные линии одинаково с
остальными линиями, т. е.
принадлежат ли они спектру того же
тела, как и линии железного спектра, которыми я
воспользовался для настоящего исследования, пока решить
нельзя, потому что водородные линии широки и размыты
и не допускают при измерении их положения большой
точности. Решение этого важного вопроса принадлежит
будущему. Рис. 4 даёт понятие о расположении орбиты
а1 Близнецов относительно Солнца.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЫ [2] ·)
§ ι
Как известно, определение лучевых скоростей двойных
звёзд решает следующие важные вопросы: 1) о
наклонности орбиты, 2) о массе компонентов, 3) ρ параллаксе
и размерах орбит в единицах солнечной системы, 4) об
истинном движении центра системы.
К сожалению, приходится пока ограничиться
спектральными исследованиями весьма немногих звёзд благодаря
малому блеску большинства и малому линейному
расстоянию изображений компонентов даже в самых больших
трубах. Если компоненты на одном круге склонений, то
ещё возможно, теоретически говоря, спектрографировать
двойные звёзды, угловое расстояние которых не менее 1".
(В 30-дюймовый рефрактор I" соответствует 0,07 мм;
ширина щели спектрографа обыкновенно 0,03 мм,)
Однако на практике это число нужно значительно
увеличить и, на основании нашего опыта, возможно
отдельно получать спектры компонентов, отстоящих взаимно
не менее З". Но и для таких необходимо иметь особое
приспособление для того, чтобы удерживать на щели
спектроскопа во время экспозиции одну и ту же звзду:
изменение рефракции, волнение изображений,
несовершенство хода часового механизма уводят изображение
звезды со щели и во время исправления легко перепутать
*) Доложено на заседании физико-математического Отделения
7 января 1898 г. Впервые напечатано в Известиях Академии наук,
1898, т. VIII, № 2.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЫ 175
звёзды, так что в конце концов спектрограмма не даст
понятия о лучевой скорости данной звезды. Тут возможен
безошибочный контроль лишь в случае большой разницы
в блеске звёзд. Поэтому для исследования спектров
двойных звёзд необходим искатель не меньшей силы, чем
главная труба, чтобы видеть обе звезды и держать на
кресте нитей ту, спектр которой в данном случае
желательно получить. Предполагается, что предварительно
крест искателя строго проверен со щелью спектрографа.
Такое приспособление и устраивается при 30-дюймовом
рефракторе. К сожалению, это простое приспособление
потребовало не месяц, как это казалось до
осуществления, а около года.
До настоящего времени, благодаря сказанному, мне
удалось с большим или меньшим успехом получить спектры
компонентов γ Virginis: α= 12h36m26s,29, δ == — 0°53Ί",9
(1897,0); координаты другой отличаются на -f- О9,195 и
— 5",06.
Яркость обеих звёзд одинакова — 3,5 зв. вел. или
немного лишь разнится (в 1851 и 1852 гг., по Струве,
южная составляющая иногда казалась на 0,3 зв. вел.
в среднем ярче северной).
В контрольной трубочке спектрографа вследствие
прохождения лучей через коллиматор и отражения от
поверхности призмы страны света располагаются в таком
порядке: восток налево, юг наверху и т. д. В журнале
наблюдений всегда записывалось, который из компонентов,
верхний или нижний (южная или северная) устанавливался
на щели спектрографа. По окончании экспозиции (не менее lh)
щель раздвигали, чтобы контролировать, которая из звёзд
была на щели. Тут нередко обнаруживалось, что на щели
находится не тот из компонентов, что был поставлен
вначале. В этом виноват, конечно, был механизм для
микрометрического движения трубы. Для данных целей
он оказался груб даже после устройства зубчатой
передачи.
Так как разности лучевых скоростей компонентов
невелики, то упомянутая путаница отражалась, главным

176
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
образом, на качестве спектральных линий или, в лучшем
случае, если на долю одной звезды пришлась большая
часть экспозиции, спектрограмма представляла лучевые
скорости не той звезды, которую предполагалось спектро-
графировать.
Ко всем этим затрудняющим наблюдения
обстоятельствам присоединяется ещё низкое положение исследуемой
звезды (высота 29° в меридиане). При таком положении
качество изображений редко бывает удовлетворительно
и теряется много фиолетовых лучей в нашей
атмосфере.
Всё вместе взятое уменьшает вес полученных
результатов, и я решаюсь предать их печати теперь лишь в виде
опыта подобных исследований.
Наблюдения производились при помощи 30-дюймового
рефрактора и двухпризменного спектрографа. Первые
снимки были получены ещё в 1894 г. (два), затем в 1896 г. (4)
и в 1897 г. (17). Что касается снимков 1894 г., то
вследствие отсутствия ахроматизации объектива для
фотографических лучей они плохи и звёзды наверное перепутаны:
в контрольной трубке тогда даже звёзд самих не было
видно, а лишь небольшая часть щели, освещенной
расплывчатым изображением звезды. В 1896 г.
приспособлено было вспомогательное стекло для
улучшения ахроматичности 30-дюймового объектива, и с этих
пор результаты получались гораздо лучшие, да и
контролировать положение звезды на щели сделалось
легче.
За исключением двух раз (9-го и 13-го апреля 1897 г.)
компоненты γ Virginis снимались на отдельных пластинках.
Посредине экспозиции фотографировалась искусственная
линия Ηγ водородного спектра (экспозиция 1—2
минуты).
Спектры обеих звёзд в существенных частях
тождественны. Они принадлежат к I фогелевскому типу с
широкой размытой водородной линией Ну и множеством других
слабых и тонких. Среди последних преобладают линии
железного спектра. На основании этого спектры нужно
отнести к тому же подразделению I типа, к которому

ОЙ^ЁДЕЛЁНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ девы 177
Принадлежат спектры Сириуса, α Лебедя, а1 Близнецов
и т. д.
Разница в спектрах заключается главным образом
в том, что спектр северного простирается в фиолетовой
части дальше спектра южного и между F и Ηγ ярче
соответствующей части спектра северного компонента.
Затем, в спектре южного компонента линия λ = 441,5 ηιμ (Fe)
очень слаба и даже иногда совсем не видна, между тем
как в спектре северного она видна сравнительно хорошо.
Остальные различия не бьют в глаза.
На основании этих различий я старался разобраться
в тех случаях, когда встречались сомнения, которой из
звёзд принадлежит спектр.
Измерения производились на микроскопе-микрометре
Тепфера, причём увеличение подбиралось, сообразно
качеству спектрограммы, от 5 до 15 раз.
Способ промерки употреблялся I по Фогелю, т. е.
спектрограмма звёзд покрывалась спектрограммой Солнца
и получались разности отсчётов от наведения нити
микроскопа на линии звезды и Солнца. Эти разности
выравнивались графически и, таким образом, получалась
разность для Ηγ. Прибавляя или вычитая отсюда (в
зависимости от укладки) непосредственно измеренную разность
между наведениями на искусственную линию Ηγ и ту же
линию в солнечном спектре, получаем смещение линии
в оборотах винта. Особые исследования дают значение
коэффициента К для превращения найденного смещения
в лучевые скорости. Знак соображался по записям
журнала измерений.
На каждую линию делалось не менее четырёх
установок. Чтобы исключить личную разность, измерения
производились независимо мною и Μ. Н. Мориным. В сле-
дющей таблице даются результаты измерений.
В столбце «качество спектрограммы» без указания
остались те, которые нельзя назвать плохими, но и
к порядочным также отнести нельзя. Знак вопроса
поставлен в тех случаях, когда встречались какие-нибудь
сомнения.
12 Зак. 1719. А. А. Белопольский

176
Χ. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Измерения Α. Α. Белопольского
Качество
спектрограммы
1894, апреля 12
Южная звезда
1891, апреля 15
Северная
1896, апреля 7
Южная
435,2 ιημ
оч. слаба 436,8 »
437,0 »
440,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
слаба 430,8 πιμ
437,1 »
440,5 »
441,5 »
442,8 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
430,8 ш[х
438,4 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
1896, апреля 19 сильно вуалир. 430,8 ηιμ
Северная
Первое измерение
Второе измерение
1896, апреля 20
Северная
436,8 »
438,4 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
436,8 πιμ
438,4 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
порядочная 427,2 тр.
430,6 »
430,8 »
434,1 »
435,2 »
0,125 оборота
0,115
0,093
0,119
0,122
0,113
— 0,235
+ 0,066
— 0,040
— 0,110
— 0,142
— 0,133
0,010
0,075
— 0,085
0,393
0,295
0,254
0,201
0,354
0,218
— 0,136
— 0,132
— 0,050
+ 0,078
+ 0,059
0,085
0,015
— 0,070
— 0,134
— 0,042
— 0,039
0,160
0,094
— 0,066
0,720
0,718
0,748
0,596
0,572
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЫ 179
1896, апреля 22
Северная
Первое измерение
Второе измерение
1897, апреля 2
Северная
Первое измерение
Второе измерение
1897, апреля 6 порядочная
Южная
λ
438,4 ιημ
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
426,1 т[х
427,2 »
430,8 »
437,1 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — О
Смещение
427,2 ιημ
430,8 »
432,1 »
432,5 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
430,8 ηιμ
431,5 »
432,6 »
436,7 »
440,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
447,2 ιημ
430,8 »
432,6 »
436,8 »
440,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — О
Смещение
427,2 ηιμ
430,8 »
437,0 »
Продолжение
Δ
0,529 оборота
0,478
0,514
0,597
0,522
— 0,075
0,194
0,198
0,234
0,503
0,513
0,506
0,352
0,368
— 0,016
0,696
0,545
0,491
0,589
0,323
0,337
0,473
0,371
— 0,102
0,145
0,104
0,143
0,124
0,172
0,135
0,197
-0,062
0,018
0,097
0,125
0,201
0,206
0,145
0,191
-0,046
-0,142
0,126
-0,009
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
12*

180
Α. Α. ВЕЛОПОЛЬСКИЙ
1897, апреля 6
Северная
1897, апреля 9
Южная
λ
438,4 тц
440,5 »
441,5 »
442,7 »
Графически для Ηγ
Искусств. — О
Смещение
427,2 ιημ
430,8 »
432,6 »
440,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
426,1 πιμ
430,8 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
Продолжение
Δ
+ 0,002 оборота
— 0,025
+ 0,005
+ 0,037
— 0,059
— 0,013
— 0,046
0,508
0,524
0,491
0,484
0,498
0,429
— 0,069
0,408
0,288
0,252
0,233
0,307
0,268
— 0,039
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
*
»
»
»
»
»
»
»
1897, апреля 9
Северная
427,2 πιμ 0,369
430,8 » 0,363
438.4 » 0,438
440.5 » 0,301
441,5 » 0,239
445,5 » 0,269
Графически для Ηγ 0,339
Искусств. — © 0,254
Смещение — 0,085
1897, апреля 13 порядочная 427,2 ту. 0,297
430,8 » 0,365
Южная 432,5 » 0,311
438.4 » 0,264
440.5 » 0,302
441,5 » 0,260
455,0 » 0,221
Графически для Ηγ 0,340
Искусств. —0 0,296
Смещение —»0,044

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЫ
1897, апреля 13
Северная
1897, апреля 15
Северная
1897, апреля 15
Южная?
1897, апреля 16
Южная
1897, апреля 22
Южная
λ
426,1 Πΐμ
430,8 »
438,4 »
440,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
426,1 mj*
427,2 »
430,8 »
431,9 »
432,6 »
435,2 »
438,4 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
426,1 m\i
427,2 »
430,8 »
438,4 »
440,5 »
442,6 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
плохая 430,8 πιμ
438,4 »
439,5 »
440,5 »
451,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
плохая 430,8 ηιμ-
455,0 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
Продолжение
Δ
0,430 оборота
0,397
0,371
0,370
0,393
0,293
— 0,100
0,384
0,336
0,334
0,328
0,312
0,273
0,278
0,265
0,253
0,307
0,251
— 0,056
0,335
0,305
0,314
0,286
0,212
0,218
0,272
0,221
— 0,051
0,425
0,359
0,292
0,382
0,402
0,400
0,398
- 0,002
0,387
0,452
0,396
0,340
— 0,056
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
*
»
»
»
»
»

182
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
1897, апреля 23
Южная
Первое измерение
Второе измерение
1897, апреля 26
Южная
1897, апреля 28
Южная
1897, апреля 30
Южная
1894, апреля 12
Южная
430,8 πιμ
441,5 »
445,0 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
430,8 ш(х
441,5 »
455.0 »
Графически для Ηγ
Искусств. — ©
Смещение
426.1 ιημ
430.8 »
431.9 »
432.2 »
435,2 »
431,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
427,2 πιμ
430,8 »
432,2 »
440.0 »
441.1 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
427.2 ιημ
430,8 »
440,5 »
441.5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
Измерения Μ. Н. Морина
оч. слабая 432,2 тр
432.6 »
435,2 »
438,4 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
Продолжение
Δ
0,412 оборота
0,334
0,270
0,387 »
0,350
— 0,037
0,390
0,325
0,279
0,370
0,308 »
— 0,062
0,256
0,256
0,215
0,205 »
0,196 »
0,130
0,202 »
0,165
— 0,037 »
0,528 »
0,535 »
0,413
0,371 »
0,306
0,472 »
0,430 »
— 0,042
0,316
0,314 »
0,222 »
0,147 »
0,279
0,278 »
— 0,001 »
0,647
0,423
0,120
0,162
0,247
0,278
— 0,031

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЫ
1894, апреля 15
оч. слабая
1896, апреля 7
Южная
1896, апреля 19
Северная
1896, апреля 20
Северная
порядочная
1896, апреля 22
Северная
430,8 πιμ
438.4 »
440.5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
427,2 тр.
430,8 »
435,2 »
438.4 »
440.5 »
441,5 »
445,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
430,8 πιμ
436,8 »
438.4 »
441.5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
427,2 mix
430,8 »
435,2 »
438.4 »
439.5 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
427,2 πιμ
430,8 »
432,1 »
436,8 »
437.0 »
437.1 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — ©
Смещение
Продолжение
Δ
0,632 с
0,353
0,305
0,392
0,506
0,360
— 0,146
0,409
0,403
0,394
0,336
0,298
0,297
0,326
0,368
0,303
— 0,065
0,520
0,373
0,261
0,244
0,431
0,366
— 0,065
0,640
0,582
0,500
0,411
0,363
0,362
0,383
0,508
0,452
— 0,056
0,660
0,569
0,494
0,449
0,452
0,446
0,342
0,360
0,480
0,421
—0,059
•борота
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»

184
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Продолжение
λ
1897, апреля 2 плохая 430,8 πιμ
431,5 »
Северная 432,6 »
435,2 »
439,5 »
440.5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — ©
Смещение
1897, апреля 6 430,8 mkw
432.6 »
Южная 438,4 »
440,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
1897, апреля 6 порядочная 427,2 πιμ
420,8 »
Северная 432,6 »
435,2 »
440,5 »
441,5 »
445,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
1897, апреля 9 426,1 ту.
430,8 »
Южная 432,6 »
440,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
1397, апреля 9 430,8 тц
432,6 »
Северная 440,5 »
445,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение —- 0,078
0,250 оборота
0,300
0,258
0,315
0,204
0,141
0,252
0,179
0,073
0,463
0,500
0,469
0,446
0,488
0,408
0,080
0,315
0,310
0,332
0,269
0,301
0,261
0,244
0,300
0,251
0,049
0,650
0,710
0,576
0,541
0,674
0,594
0,080
0,667
0,648
0,585
0,508
0,624
0,546
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЫ
1897, апреля 13
Южная?
порядочная
1897, апреля 13
Северная
1897, апреля 15
Северная
1897, апреля 15
Южная
426.1 πιμ-
430,8 »
431,5 »
(432,6) »
435.2 »
438.4 »
440.5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
430,8 ιπμ
431.5 »
432.6 »
438.4 »
440.5 »
441.5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
429,4 πιμ
430.8 »
431.9 »
432.1 »
432.6 »
435.2 »
438.4 »
439.5 »
440,5 »
441.5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
431,9 та
432,1 »
432.6 »
440,5 »
441.5 »
442.6 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
Δ
0,662 оборота
(0,523)
0,546
(0,648)
0,545
0,487
0,477
0,415
0,534
0,415
-0,119
0,505
0,388
0,419
0,400
0,370
0,335
0,460
0,427
-0,033
0,348
0,380
0,382
0,374
0,412
0,347
0,329
0,316
0,324
0,307
0,353
0,325
•0,028
0,575
0,577
0,573
0,525
0,514
0,480
0,560
0,530
0,030
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»

186
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
1897, апреля 23
Южная
1897, апреля 26
Южная
1897, апреля 28
Южная
λ
426,1 тр.
430,8 »
438,4 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — О
Смещение
430,8 Πΐμ
431,9 »
432,1 »
435,2 »
438,4 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
430,8 Πΐμ
438,4 »
440,5 »
441,5 »
Графически для Ηγ
Искусств. — 0
Смещение
Продолжение
Δ
0,416 оборота
0,468
0,451
0,437
0,437
0,470
0,440
— 0,030
0,466
0,556
0,531
0,528
0,521
0,537
0,459
0,533
0,532
— 0,001
0,413
0,431
0,379
0,322
0,400
0,403
+ 0,003
»
»
»
»
»
»
>>
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
В следующей таблице собраны все полученные
смещения. Столбец, озаглавленный «аргумент», содержит
в себе измеренную длину каждой спектрограммы между
линиями λ = 430,8 m\i и λ = 440,5 ιημ. По этому
аргументу подыскивается из особой таблицы Jg/Сдля
получения лучевых скоростей в географических милях в секунду
времени. Звёздочки сопровождают скорости, полученные
до измерению плохих спектрограмм.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ скоростей γ ДЕВЫ 187
к
ьо
ш о я
о о <->
э- 5<о
^ о о
4)
S >»
м а
<У в
<=* ч
си о
§Ю
лм
С
О
3 а
ω о
«
S
й)
Э
а>
L)
К
К
а<
о
Λ
о*
с s
о «
Ч «
о
из
ч S
03
CU
д о
«2
τί« CO00e0t>.C©CO00CO
СО t^NCOWOTOTOO)
<o ν О) Oi σ> σ> σ> от θ) α οι 05
ζ* (χ>σ>θϊσΓσΓσ>σ>σ>σ>σίσ>
CO ΟΪ<Μ<Ν<Ν(Ν<^<Ν<Ν(Ν?ίθί
ь-
<м
τρ
σ>
S3
(Ο Ο) (Ν t
ю ■>* оо оо
ОО 00 СО (О
^* ^* ^* *^
Tt« 1-Н
оо оо
$3
·**·
оо
со
t^- COOOS00005HOOrtN
— ОООООООООООООООООООО
— ·—■ — '—ι со со со со со со
со со со СО СО '
тг тг ^F ^ ^
ТОО СО
I I
COCOMCOtNCOCNci
■ ' I I " " " "
I I I
7 ΊΊΊΊΊΊΊΐΊΊΐ
CNOOOt^t^rri-H'^4
Ч Ч Ч Ν. Ч Ν. °. н.
.-Hi-Hi-ToOO-Hi-i"
I I I I I I 1 I
I I
^<ONOhNU3(00)0)0
о о" о' rt Η Η Η Η Η Η (Ν
Ι ι ι ι ι ι ι ι ι
O)UJN^O<fll500(00)0>
O00NrJ<(NO'i-<iOU5W
ΤΤΤΪΤ
777
ι ι ι
T-IC0-*©»·*!-!©©©
Ι ι ι Μ ι ι ι ι
CO r-T-HO'TPOiCMr^CS
о ©"©©©'©'©''оо
I I I I I I I I I
ι со о со σ> оо со oo
gSoSoSS
*-h CO
2 S
11
<N ^ ΟΪ
sss
777?
' Oi © i-l
SS8
© © о о © с
I I I
© о © © © ©
I I I I I I
π
© © © О ©
Ι Ι ι ι I
§81 ι
Hi
> ю σ> тг σ> цз © '
1 fc ** 8 § § S !
со со σ> ^ гн
2 S 8 S §
о © о _
мм
о © © © ©
I I I
IN СО О Ν (Ν гч
s ©: в в s 8
©о©©©"©©©©©
Μ Μ Μ Μ Μ
ftAftftftftftft
Ο00000Ο00Ο000000
£J N<005COU5(OCNCO(0000
«-ч Hhh(N(NCJCNP5
00 00 00 00 ОО 00 00

188
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Таблица коэффициентов К для Η
Аргумент гг
λ = 440,5—430,8πιμ д
28,50 оборота
60
70
80
28,90
29,00
10
20
30
40
29,50
60
70
80
29,90
)>
»
»
»
»
»
»
/>
»
»
»
»
»
»
30,880
775
670
570
470
30,370
270
170
30,070
29,970
29,868
766
663
563
29,463
ык
1,4897
4882
4867
4853
4839
1,4824
4810
4796
4781
4767
1,4752
4737
4722
4707
1,4693
Аргз
λ= 440,5-
30,00 (
10
20
30
40
30,50
60
70
80
30,90
31,00
10
20
30
40
50
60
31,70
шент
-430,8т[А
оборота
»
»
»
»
»
»
»
»
»
>>
»
»
»
»
»
»
»
К
29,362
262
161
060
28,960
28,860
760
658
558
458
28,358
256
157
28,055
27,955
855
755
27,655
чк
1,4678
4663
4648
4633
4618
1,4603
4588
4572
4557
4542
1,4527
4511
4496
4480
4465
4449
4434
1,4417
В виду того, что период γ Virginis равен 180 годам,
мы вправе считать во всё время наблюдений лучевые
скорости постоянными. Поэтому берём середины
полученных лучевых скоростей для каждого компонента. Тогда
получим следующие скорости по лучу зрения относительно
Солнца:
γ Virginis северная — 3,18 г. м./сек.
» южная —2,81 г. м./сек.
/—^~~
Средняя ошибка zt 1/ __ 1 для северной звезды = zt 0,59,
для южной » =zt0,84.
Как видно, меньшая точность определений скорости
южного компонента зависит отчасти от определения
1894, апреля 12. Так как пластинка эта очень плоха,
то нельзя считать, что в этот день получен спектр
северного компонента вместо южного. С другой стороны,
исключать эту скорость при составлении середины также
нежелательно, так как имеется ещё одна сильно
уклоняющаяся от середины скорость, полученная 1897, 16 апреля.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЫ 183
Вез этих двух скоростей средняя ошибка будет ±0,54.
Разность полученных лучевых скоростей даёт нам
относительную скорость компонентов, столь важную при
решении упомянутых в начале статьи вопросов о двойных
звёздах. Эта разность в данном случае равна — 0,37 г. м./сек.
с вероятной погрешностью ±0,19 (эпоха 1896,3), считая
скорость северного компонента относительно южного.
§ 2
Будем считать с Леман — Филе оси координат: ζ- — по
лучу зрения от Солнца, χ и у — в плоскости,
касательной к небесной сфере и проходящей через центральную
звезду.
Примем за восходящий узел ту точку орбиты, где
светило, пересекая сферу, движется от Солнца после
освобождения от движения системы. Тогда
dz а
Yt = У 1-е* ** Sin '(c0S a + ecos ω)·
Здесь -ττ—лучевая скорость, а — полуось орбиты, \ι —
среднее движение, i — наклонность орбиты к плоскости
перспективы, а — аргумент широты, ω—долгота периа-
стра, е — эксцентриситет.
Отсюда
УГ="Р dz
а =
μ sin / (cos a -f- е cos ω) dt '
Если -τι выражено в астрономических единицах (сутки
и полуось земной орбиты), то между лучевою скоростью К,
полученною спектроскопом, и — существует такая
зависимость:
Ж = 86 40°· -ΊΓ'Κ·
ибо 86400 · К выражается в географических милях в сутки,
86400 -К п о 1 sin π
а д в расстояниях Солнца от Земли; здесь -д = -~-

190 Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Таким образом, получим 1
а = 86400s-^. , ./^ ;-К (1)
/? μ sin г (cos α -J- e cos to) v '
Затем, обозначая через m и m1 массы компонентов, получим
/^-[-/^ = ^2»а3, где κ — гауссова постоянная.
Можно также вычислять по формуле
где Ρ— период.
Обозначая годичный параллакс звезды через р" и
угловую полуось орбиты через а", получим
// <*"
Ρ =—·
Зная параллакс и собственное движение звезды, при
помощи лучевой скорости системы найдём истинное
движение в пространстве.
§з
Воспользуемся элементами орбиты γ Virginis, данными
В. Доберком в статье: «On γ Virginis considered as a
revolving double Star.», 1881.
В ней он даёт две системы элементов:
1-я
45°49'
93 59
37 0
0,8978
80,54 года
4",09
—1°,9940
1836,47
А
λ ( = ω)
т( = 0
е
Ρ
а"
/2( = μ)
Τ
2-я
46° 0'
93 55
33 9
0,8904
179,65 года
3",94
—2°,0039
1836,45
Как видно из табл. VI его статьи, за центр
принималась звезда, которая теперь южный компонент. И в
дальнейшем мы будем её считать в центре относительно орбиты.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ γ ДЕВЬ1 191
Рассматривая приведённые элементы вместе с полученной
разностью лучевых скоростей, видим, что принятая за
восходящий узел точка гармонирует со спектральными
наблюдениями: светило, перейдя эту точку, движется по сю
сторону плоскости перспективы, как это ещё подчеркнём
дальше.
Вычисляем формулы:
μ {t — Τ) = ε — e sin ε,
lg—_/}±f.*i.
Полученное отсюда а вставляем в формулу (1).
Примем t= 1896,3 (более точной эпохи принимать нет
надобности).
Тогда найдём:
и = 266°,2,
затем
cos и-\-е cos ω = — 0,1283,
lg . ./l~f г =4,8047 /г,
to μ Sin I (COS U -\- в COS ω)
^2δ«Χ(-0>37) = 7'2037">
lg о = 2,0084,
α= 102 астр. ед.
Затем, принимая а" = 4//,02, получим
р" = ^ = 0",039.
Принимая по Ауверсу собственное движение
Δα = —0",5775,
Δδ = + 0",015,
получим
s = 0",578,
т. е. в год пробегает 15 астр, единиц, а в секунду
9,5 географических миль в касательной плоскости.

19Й
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Если считать за лучевую скорость системы—3,0 г. м/сек.,
то получим истинную скорость в пространстве
2 = 1^(9,5)2 _|_ (3,0)2 = 9,97 г. м./сек.
Направление движения северо-западное.
Вычисляем массу компонентов:
^4-^1 = 32,7 0.
Отдельно вычислить т и тх возможно только тогда,
когда определятся лучевые скорости компонентов в узлах
орбиты, ибо тогда вполне возможно отделить скорость
системы и получится скорость каждого компонента на
орбите.
Зная параллакс, можно обратно вычислить для любого
момента лучевую скорость компонента (относительную).
Для этого переписываем формулу (1) в таком виде:
j, Δ о." μ sin / (cos и -f- е COS ω)
Д ~~ 86400* У' У"Ь=^й #
Для 1896,3 получаем
К= — 0,37 г. м./сек.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ КОМПОНЕНТОВ
ДВОЙНОЙ ЗВЕЗДЫ γ ЛЬВА (2,0 и 3,5 ВЕЛИЧИНЫ) [3] *)
Расстояние между компонентами в настоящее время
равно 3/х2. Лучевые скорости более яркого уже
определены несколько лет тому назад в Потсдаме Фогелем и
Шейнером. Есть также определения, сделанные в Гриниче,
однако, ими, по малой точности, воспользоваться нельзя.
Нам предстояло повторить определения лучевых
скоростей более яркого компонента и вновь исследовать
лучевые скорости более слабого.
Исследования произведены 30-дюймовым рефрактором
Пулковской обсерватории и двухпризменным
спектрографом.
При экспозиции тщательно старались держать
компонент на щели спектрографа так, чтобы спектры звёзд не
суперпонировались. При хороших изображениях это
бывало возможно, но при плохих, когда оба изображения
сливались, по всей вероятности, более яркий компонент
давал свой отпечаток на спектрограмме более слабого.
Этим можно объяснить скачки в определённых лучевых
скоростях.
В общем качество изображений было всё время
порядочное. Экспозиция для более яркого, γ' Льва,
продолжалась 20—30 мин., а для γ" Льва — 60 мин. В середине
экспозиций приводилась в свечение разреженная трубка
с водородом перед щелью спектрографа.
Спектры обоих компонентов тождественны и
принадлежат ко II типу с заметным переходом к III типу.
*) Доложено на заседании физико-математического
отделения 13 мая 1898 г. Впервые напечатано в Известиях Академии
наук, 18У8, т. IX, № 4.
13 Зак. 1719. А. А. Белопольский

194
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Измерения производились по I способу Фогеля. Полу*
чаемые по измерениям разности в смысле: звезда —
Солнце, выравнивались графически и относились к Ηγ.
При вычислении смещения принималось во внимание
влияние температуры на дисперсию.
Здесь замечу, что в спектрографе после 30 марта с. г.
вместо прежней простой линзы камеры вставлен
анастигмат Цейсса, сер. IV, 1 :12,5. Вследствие этого
спектральные линии получаются одинаково отчётливо на всём
протяжении поля, т. е. от F до Ηδ. Кроме того, сбоку трубы
30-дюймового рефрактора приделан объектив диаметром
5 дюймов и 13,3 м фокусного расстояния, который
служит для точного контроля светила на щели спектрографа
во время экспозиции. Объектив на время был любезно нам
предоставлен обсерваторией Петербургского университета.
Далее даём разности Δ середин отсчётов при
наведении нити микроскопа на линии звезды и Солнца.
Графически выравненные разности дают соответствующую
разность между линиями Ηγ в звезде и Солнце. Складывая
или вычитая отсюда разность при наведении на
искусственные линии Ηγ и Ну в Солнце (смотря по наложению
пластинок), получаем искомое смещение линии Ηγ в звезде.
Υ Льва (2,0 зв. величины)
1896, марта 8 1898, февраля 21
λ Δ λ Δ
430.8 πιμ 0,153 оборота
431.9 » 0,182 »
432,2 » 0,159
432.6 » 0,188
436,68 » 0,200 »
436,8 » 0,188 »
437.0 » 0,223
437.1 » 0,247
439,45 » 0,240 »
440,5 » 0,275
441,5 » 0,296 »
442.7 » 0,265
Разность для Ηγ = 0,190 об.
» 0 — искусств. = 0,318 »
Смещение =0,128
к фиолетов. концу
430.8 ιημ 0,412 оборота
431.4 » 0,386 »
431.5 » 0,369 »
431.9 » 0,399
43э,3 » 0,271 »
437,0 » 0,177
439,5 » 0,146 »
440,5 » 0,119
Разность для Ηγ = 0,306 об.
» © — искусств. = 0,499 »
Смещение =0,193
к фиолетов. концу

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ КОМПОНЕНТОВ γ ЛЬВА 195
1898, марта 15; фиолетов.
конц. слаб.
435,2 ιπμ
436.0 »
436,8 »
437.1 »
440,5 »
441.5 »
442.6 »
442.7 »
0,386 оборота
0,336 »
0,250 »
0,297 »
0,227
0,230
0,175
0,187
1898,
λ
431,4 тр.
431,9 »
432,2 »
435,3 »
435,9 »
437,0 »
437,1 »
440,5 »
441,5 »
марта 25
Δ
0,224 оборота
0,222
0,282 »
0,179
0,209 »
0,172 »
0,180 »
0,146 »
0,127
Разность для Ηγ = 0,393 об.
«0 — искусств. = 0,248 »
Смещение = 0,145
к фиолетов. концу
На этой пластинке есть
искровые линии спектра железа.
Пользуясь ими, получим:
Разность
для λ = 440,5 ιτιμ = 0,235 об.
Разность
О — искусств. = 0,144 »
Смещение = 0,091
к фиолетов. концу
Разность для Ηγ = 0,205 об.
» 0 — искусств. = 0,120 »
Смещение = 0,085
к фиолетов. концу
1898, марта 26
431,5 πιμ
432,2 »
435,2 »
436.0 »
437.1 »
442,7 »
Разность
0,182 оборота
0,174
0,119
0,104
0,081
0,063
для Ηγ = 0,140 об.
» 0 — искусств. = 0,263 »
Смещение = 0,123
к фиолетов. концу
13*

196
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
1898, марта 16
λ Δ
432,2 ш(л
435.2 »
435.3 »
435,9 »
436.0 »
436,8 »
437.1 »
439,5 »
440,0 »
440,5 »
441,5 »
442,7 »
— 0,025 оборота
+ 0,038 »
0,052
0,016
0,076 »
0,143
0,086
0,141 »
0,126
0,159
0,207
+ 0,190
Разность
для Ηγ = + 0,022 об.
Разность
© — искусств. = — 0,134 »
Смещение = 0,112
к фиолетов. концу
Разность
для λ = 440,5 ταμ. = 0,162 об.
Разность
О — искусств. = 0,275 »
Смещение = 0,113
к фиолетов. концу
1898, марта 27
λ Δ
429,5 m(x
431.5 »
432.2 »
432.6 »
434,1 »
435.3 »
435,9 »
436.0 »'
437.1 '»
439,5 »
440,5 »
Разность для Ηγ = 0,529 об.
» 0 — искусств. = 0,418 »
Смещение =0,111
к фиолетов. концу
0,406
0,475
0,489
0,476
0,530
0,531
0,575
0,582
0,594
0,614
0,674
оборота
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
1898, марта 28
λ Δ
429,5 mp.
431,5 »
432,2 »
434.1 »
435.2 »
435,9 »
437,1 »
440,5 »
0,242 оборота
0,366 »
0,340
0,308 »
0,300 »
0,290 »
0,276 »
0,191
Разность для Ηγ = 0,322 об.
» 0 — искусств. = 0,414 »
Смещение = 0,092
к фиолетов. концу
1898, мая 1
λ Δ
429.3 Ηΐμ
431.4 »
431,9 »
432,2 »
435,2 »
437,1 »
439.5 »
0,535 оборота
0,505
0,508
0,515 »
0,483
0,469
0,470
Разность для Ηγ = 0,497 об.
» 0 — искусств. = 0,436 »
Смещение = 0,061
к фиолетов. концу

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ компонентов γ льва 197
В следующей таблице сопоставляем полученные
смещения γ Льва и при помощи коэффициента /С, взятого
из таблицы по аргументу — длине спектрограммы между
линиями λ = 440,5 mjx и =430,8 mjx (см. Записки АН, т. VIII,
№ 2, о γ Vivginis), вычисляем лучевые скорости:
Среднее
пулковское
время
1896, марта 8
1898, февраля 21
марта 15
» 15
» 16
» 16
» 25
» 26
» 27
» 28
мая 1
Смещение
— 0,128 об.
-0,193 »
-0145 »
-0,091 »
— 0,112 »
-0,113 »
-0,085 »
-0,123 »
— 0,111 »
-0,092 »
-0,061 »
Линия
Ηϊ
440,5 ηιμ.
440,5 πηχ
нт
Ηϊ
Лучевая
относит.
скорость
Земли
-аде Ει»:
сек.
— 5,75 »
— 4,24 »
— 2,86 »
— 3,28 »
-3,56 »
— 2,56 »··)
— 3,63 »
— 3,27 »
— 2,71 »* )
— 1,87 »
Лучевая
скорость
отн.
Солнца
-5,27 Г-^
сек.
- 6,01 »
- 5,99 »
- 4,61 »
- 5,09 »
- 5,37 »
- 4,88 »
- 6,00 »
- 5,42 »
- 5,25 »
- 5,60 »
IgK
1,4870
1,4700
1,4663
1,4975
1,4670
1,4982
1,4685
1,4695
1,4693
1,4688
1,4856

Аргумент
38,72
29,85
30,11
30,11
30,07
30,07
29,96
29,89
29,91
29,94
28,79
*) Исправления за кривизну линий.
Отсюда получим в среднем лучевую скорость для
Υ Льва равной —5,44 г. м./сек.
Присоединяем сюда определения, сделанные в
Потсдаме Фогелем и Шейнером.
Фогель Шейнер
1898, апреля 3 —4,84 г. м./сек. —5,90 г. м./сек.
1890 » 4 —4,99 г. м./сек. —5,02 г. м./сек.
Общая середина из потсдамских и пулковских
определений получится равной —5,32 г. м./сек.
Вероятная погрешность каждой скорости немного мене^
;±:0?3 г, м./сек,

198
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Измерения спектрограммы γν Льва
1898, марта 15 1898, марта 25
λ Δ λ Δ
430,8 ηψ.
431,5 »
432,2 »
435,2 »
436,0 »
437,0 »
438.4 »
439.5 »
440,5 »
0,153 оборота
0,110
0,119
0,077 »
0,102
0,083
0,105
0,124 »
0,085
431,4 πιμ 0,358 оборота
431,5
431,9
434,1
435,2
437,1
439,5
440,5
0,360
0,355
0,383
0,438
0,465
0,512
0,549
Разность для Ηγ = 0,107 об.
» 0 — искусств. = 0,210 »
Смещение =0,103 »
к фиолетов. концу
1898, марта 16; неудовл. спектр
λ Δ
Разность для Ηγ = 0,402 об.
» О — искусств. = 0,334 »
Смещение = 0,068 »
к фиолетов. концу
1898, марта 26
Δ
430,8 тр.
431.5 »
432,2 »
432.6 »
434.1 »
435.2 »
436,0 »
439,5 »
0,275 оборота
0,305 »
0,212
0,300
0,296
0,322 »
0,338 »
0,329
431.4 Πΐμ
431.5 »
432,2 »
434.1 »
435.2 »
436.0 »
437.1 »
0,265 оборота
0,289
0,272
0,305 »
0,376
0,398
0,418
Разность для Ηγ = 0,312 об.
» 0 — искусств. = 0,184 »
Смещение =0,128 »
к фиолетов. концу.
.Разность для Ну =0,343 об.
» 0 — искусств. = 0,262 »
Смещение = 0,081 »
к фиолетов. концу
1898, марта
1
λ
430,8 πιμ
432,2 »
434,1 »
435,2 »
440,5 »
441,5 »
Разность
17; искусств, линии
размыты
Δ
0,149 оборота
0,099
0,140 »
0,121
0,114
0,132
для Ηγ = 0,126 об..
» 0 — искусств'. = 0,257 »
Смещение
= 0,131 »
к фиолетов. концу
1898, марта 27
λ Δ
430,8 ιημ 0,431 оборота
431,4 » 0,489 »
431,5 » 0,499 »
432,2 » 0,519
435,3 » 0,570
437,1 » 0,638 »
440,5 » 0,696
Разность для Ηγ = 0,553 об,
» О — искусств. = 0,444 »
Смещение =0,109 »
к фиолетов. концу-,

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ компонентов γ ЛЬВА 199
1898, марта 28
λ Δ
430,8
431,4
431,5
431,9
435,2
435,3
436,0
438,4
439,5
440,5
440,85
ηιμ
0,239 оборота
0,310 »
0,294
0,277
0,378
0,364
0,417 »
0,415 »
0,437 »
0,459 »
0,472
Разность для Ηγ = 0,334 об.
» 0 — искусств. = 0,260 »
Смещение · = 0,074 »
к фиолегов. концу
1898,
λ
429,5 ιημ
431,4 »
431,5 »
431,9 »
432,2 »
435,3 »
436,0 »
437,0 »
440,5 »
441,5 »
апреля
0,300
0,305
0,295
0,277
0,317
0,281
0,319
0,295
0,318
0,294
зность для Ηγ =
13
Δ
оборота
»
»
»
»
»
»
»
»
»
= 0,303 об
О — искусств'. = 0,229
Смещение = 0,074 »
к фиолетов. концу
1898, апреля 6; искусств, немн.
размыты
1898, апреля 14; искусств,
размыты
431,5 mkw
431,9 »
432,6 »
434,1 »
435,3 »
436,0 »
437,1 »
440,5 »
441,6 »
Разность дл
0,374 оборота
0,422
0,404 »
0,442
0,408 »
0,419
0,396 »
0,407
0,410
[я Ηγ = 0,410 с
» 0 — искусств. = 0,465 »
Смещение = 0,055 »
к. фиолетов. концу
429,5 πιμ
430.8 »
431,5 »
431.9 »
432,2 »
434.1 »
435.2 »
441,5 »
0,327 оборота
0,310
0,317
0,298 »
0,307
0,314
0,347
0,335
Разность для Ηγ = 0,318 об.
» 0 — искусств. = 0,269 »
Смещение = 0,049 »
к фиолетов. концу

200
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
1898,
λ
429,5 тр.
430,8 »
431,4 »
431,5 »
431,9 »
432,3 »
435,3 »
437,0 »
439,5 »
441,5 »
апреля 11
Δ
0,130 об
0,097
0,090
0,136
0,088
0,115
0,100
0,100
0,102
0,102
Разность для Ηγ = 0,108 об.
» 0 — искусств. = 0,047 »
Смещение = 0,061 »
к фиолетов. концу
1898, апреля 25; искусств, немн.
размыты
λ Δ
431.4 πψ.
431,9 »
432.2 »
435.3 »
•437,0 »
439.5 »
440,5 »
441,5 »
0,415 оборота
0,411 »
0,402 »
0,390 »
0,398 »
0,380
0,367 »
0,339
Разность для Ηγ = 0,402 об.
» 0 — искусств. = 0,332 »
Смещение = 0,070 »
к фиолетов. концу
1898, апреля 28
λ Δ
431,9 ηιμ
432,2 »
437,1 »
439,5 »
0,423 оборота
0,348 »
0,376 »
0,378 »
Разность для Ηγ = 0,396 об.
» © — искусств. = 0,334 »
Смещение =0,062 »
к фиолетов, концу
1898, апреля 23; размытая
λ Δ
431,9 πιμ 0,348 оборота
432,2
435,3
437,0
437,1
440,5
442,7
442,7
»
»
»
»
»
»
»
0,357
0,382
0,360
0,358
0,373
0,378
0,378
Разность для Ηγ = 0,360 об.
» О — искусств. = 0,394 »
Смещение = 0,034 »
к фиолетов, концу
1898, апреля 29; слабая
431,4
431,9
437,0
437,1
442,7
Разность
тр.,
»
»
»
»
дл
0,006 оборота
0,011
0,003
0,009
0,007
я Ηγ =
»
»
»
»
: 0,007 О
» © — искусств. = 0,049 »
Смещение = 0,042 »
к фиолетов. концу
1898, мая 1
429,5 тр.
431.4 »
431,9 »
435,2 »
437,1 »
439.5 »
0,496 оборота
0,043 »
0,460 »
0,451 »
0,455 »
0,452 »
Разность для Ηγ = 0,457 об,
» 0 — искусств. = 0,436 »
Смещение = 0,021 »
к фиолетов. концу

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ КОМПОНЕНТОВ γ ЛЬВА 201
Сопоставляем полученные результаты для γ"_ Льва
в следующей таблице -
Петербургское
время
1898, марта 15
» 16
» 17
» 25
» 26
» 27
» 28
апреля 6
» 11
» 13
« 14
» 23
» 25
» 28
» 29
мая 1
Смещение
- 0,103 об.
-0,128 »
-0,131 »
-0,068 »
— 0,081 »
-0,109 »
— 0,074 »
— 0,055 »
— 0,061 »
— 0,074 »
— 0,049 »
— 0,034 »
-0,070 »
— 0,062 »
— 0,042 »
-0,021 »
Линия
нт
»
»
»
»
»
Лучевая
скорость
относит.
Земли
-3,01Г-^
сек.
— 3,69 »
- 3,83 »
— 2,06 »*
— 2,45 »*
— 3,21 »
— 2,21 »
— 1,68 »
— 1,87 «
— 2,27 »
— 1,50 »
-1,04 »
— 2,14 »
- 1,90 »
— 1,28 »
— 0,64 »
Лучевая
скорость
относит.
Солнца
-4,76^
сек.
— 5,50 »
— 5,70 »
— 4,38 »
— 4,82 »
— 5,64 »
— 4,79 »
-4,60 »
— 4,88 »
— 5,48 »
— 4,75 »
-4,59 »
-5,74 »
— 5,57 »
— 4,98 »
— 4,38 «
lgK
1,4659
1,4598
1,1662
1,1691
1,4698
1,4691
1,4685
1,4859
1,4856
1,4860
1,4860
1,4853
1,4845
1,4851
1,4856
1,4856
Аргумент
30,13 об.
30,54 »
30,09 »
29,92 »
29,87 »
29,92 »
29,96 «
28,76 »
28,78 »
28,77 »
28,77 »
28,81 »
28,86 »
28,82 »
28,79 »
' 28,79 »
*) Исправлены за кривизну линий.
Берём отсюда середину и получаем лучевую скорость
для γ" Льва, равную—5,035 г. м/сек.
Таким образом, относительная лучевая скорость
компонентов γ Льва равна —|— 0,28 г. м./сек. ±0,11» считая
более яркий в центре системы.
Чтобы определить полуось орбиты а, сумму масс
т ~\~ mi и годичный параллакс /?, воспользуемся элементами
Доберка (Observatory, 1878), принимая за эпоху наших
лучевых скоростей 1898,25.
Эти элементы суть:
ίϊ = 11Γ60',
со=194°22',
f = 43°49/,
г = 0,7390,
Ρ = 402,62 лет,
7=1741,11,
ff" = 2".00.

202 Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Прежде всего вычисляем в формулах Леман — Филье
(Α. Ν., № 3332) угол а, равный 364°36'.
Затем
lg . /^ , = 4,9091;
ь \χ sm / (cos и -\- е cos ω)
\ga= 1,9918;
a = 98,1 астр, един.;
m-\-m1 = 5J8 масс Солнца;
р = 0",020.
Судя по лучевым скоростям, восходящий узел (а
следовательно, и наклонность) приняты Доберком
надлежащим образом.
Полученные величины а, т-\-т1 и ρ подлежат
большим колебаниям благодаря недостаточной точности в
определении лучевых скоростей. Если принять, что элементы
орбиты точны, то от одной неточности в лучевых
скоростях:
величина а может получаться от 80 до 130 астр. един.
т-\-т1 » » » 3 до 15 масс Солнца
ρ » » » 0",015 до 0",025.

ПО ПОВОДУ СТАТЬИ ПРОФ. П. Н. ЛЕБЕДЕВА
«ОБ ОСОБЕННОСТЯХ СПЕКТРА β ВОЗНИЧЕГО» [4]*)
Возражение проф. П. Н. Лебедева против моей статьи
«Определение лучевых скоростей звезды β Aurigae» в связи
с дисперсией мирового пространства основано на том,
главным образом, что «допущение заметной дисперсии
в мировом пространстве, — по его словам, — приводит
к противоречию со всеми современными оптическими
теориями, в которых дисперсия неразрывно связана с
поглощением света...». Поэтому полученное мною
запаздывание лучей фиолетовых относительно синих проф. Лебедев
пытается объяснить разными давлениями в обращенных
к нам атмосферах ' двух компонентов звезды. Вследствие
смещения спектральных линий от увеличения давления
к красному концу и притом смещения различного для
различных линий, принадлежащих одному и тому же
веществу, может случиться, что кажущимся образом
фиолетовые лучи опоздают против сине-зелёных, т. е.
получится то же явление, которое мною обнаружено в спектре
рассматриваемой звезды. Он приводит таблицу смещения
линий под давлением 10 атмосфер, взятую им из статьи
Humphreys. На основании этой таблицы он заключает,
что «...время запаздывания эпох совпадения разных
линий того же порядка, как и найденная Белопольским
величина в 0,013 суток, с тою разницею, что это время
не связано с положением линии в спектре». (Курсив
мой.)
*) Доложено на заседании физико-математического отделения
7 декабря 1905 г. Впервые напечатано в Известиях Академии
наук» 1906, серия V, т. XXIV, № 1 и 2.

204
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Прежде всего должен заметить, что моя статья под
вышеуказанным заглавием не представляет какой-нибудь
законченный трактат, а лишь первую попытку к
исследованию весьма важного вопроса о межпланетной среде
спектральным путём. Вопрос этот давнишний. Его старались
изучить по движению светил (комета Энке), по изучению
строения неба (статистические измерения Струве привели его к
заключению, что блеск звёзд на некотором расстоянии
утрачивает две слишком величины сравнительно с законом
квадратов расстояний; Гюльден также находит нечто
подобное при вычислении количества звёзд /г-й величины по
известному количеству звёзд η—1-й), по рефракции
лучей в среде, окружающей нашу солнечную систему
(отрицательные абсолютные параллаксы звёзд), наконец, по
селективному поглощению в спектрах звёзд
(межпланетная среда обусловливает линии поглощения в звёздах
N Persei и 8 Ononis). Всем этим общирным исследованиям,
а не моим только ставится, следовательно, проф.
Лебедевым упрёк в напрасном искании среды, ибо это не
согласно со всеми современными оптическими теориями. Однако
оказывается, что современные оптические теории выводят
формулы дисперсии, кладя в основу весьма сомнительные
наблюдения блеска спутников Юпитера: они крайне
ненадёжны уже потому, что спутники слишком к нам близки
и характер фотометрических наблюдений один из
наименее деликатных. То же можно сказать о наблюдениях
переменных звёзд типа Алголя, на которые также ссылаются
физики.
Между тем для естествоиспытателя было бы абсурдом,
что свет на протяжении колоссальных расстояний, нас от них
отделяющих, не претерпевает поглощения (|3 Aurigae на-
находится на расстоянии не менее 100 световых лет).
Если оно так мало, что его не успели до сих пор
заметить, то и полученные мною числа, слишком, может быть,
большие, не представляют чего-либо окончательного. Мною
получено, что фиолетовые лучи в наилучшие эпохи дают
лучевые скорости, отличающиеся от скоростей,
полученных по синим, на 3 км/сек ±0,7. Это показывает, что
разность как число за реальное принять ещё нельзя.

ПО ПОВОДУ СТАТЬИ U. Н. ЛЕБЕДЕВА 205
Численная истинная величина может быть меньше одного
километра в секунду, т. е. запаздывание некоторых эпох
достигнет лишь 0,004 суток. Как видно из моей статьи,
исследования будут продолжаться, причём, конечно, мало-
помалу усовершенствуется как прибор, так и метод
исследования. Что же касается объяснения проф. Лебедева
при помощи разностей давления в обращенных к нам
оболочках компонентов β Aurigae, то позволю себе заметить,
что в такой системе может быть сильная деформация
фигур светил, образуются, может быть, поверхности
уровней, сильно отличающиеся от сферы, но отсюда ничего
нельзя заключить, чтобы в оболочках образовались разные
давления. Но даже если бы нечто подобное и происходило
на поверхностях светил по неизвестным нам причинам, то
это обусловило бы только запаздывание эпох нулевых
скоростей против нормального времени. Абсолютного же
момента, когда лучевые скорости обращаются в нуль,
определить никоим образом нельзя и, стало быть, не
будет известно, случилось ли действительное обращение
скоростей в нуль раньше или позже нормального времени.
Сам проф. Лебедев говорит, что «запаздывание не связано
с положением линии спектра», иными словами, его метод
никоим образом запаздывания, мною найденного, объяснить
не может. Если же принять в приводимой им таблице
запаздывание эпохи обращения в нуль скоростей по линии
Na, λ = 5588,42 t. m.*), то окажется, что не фиолетовые
лучи опоздают против синих или жёлтых, а как раз
наоборот. Но проф. Лебедев благоразумно не придаёт
приведённому им числу реального значения и умалчивает об
этом.
Нужно заметить, что исследования влияния давления
на вид и положение спектральных линий в настоящее
время далеко нельзя считать законченными и до
последних дней являются новые статьи, касающиеся этого
вопроса**). Все исследования относятся к исследованию
*) Старое обозначение ангстремов; t. m. = 1 А (прим. ред).
**) Линии в полосах углерода не изменяют своего положения
при изменении давления среды.

206
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
влияния на светлые линии и лишь мимоходом упоминается
о линиях поглощения и как раз в неблагоприятном для
проф. Лебедева смысле. Так, проф. Хель упоминает, что
при разряде в воде линии поглощения даже смещаются
не к красному, а к фиолетовому концу спектра.
В конце своего объяснения проф. Лебедев даёт
критерий, который мог бы подтвердить его объяснение из
наблюдений той же звезды. Случайно желаемая им
комбинация сделана для других целей Г. А. Тиховым в его
статье о (3 Aur'gae. Оказалось, что для одной эпохи
(максимальное расхождение) полусумма длин волн компонент
переместилась не к фиолетовому, а к красному концу
спектра, а для другой эпохи никакого сме'щения не
получилось, т. е. желаемый критерий проф. Лебедева не
выполняется *). О запаздывании различных эпох было уже
выше сказано, что его абсолютно никоим образом
определить нельзя. На основании всего сказанного я считаю,
что способ исследования дисперсии пространства по
β Aurigae заслуживает того, чтобы его усовершенствовать
и при помощи его искать новых результатов.
*) Г. А. Тихо в, Опыт изыскания дисперсии в межзвёздном
пространстве из наблюдений спектральной двойной звезды β
Aurigae, 1905.

ОТДЕЛ ТРЕТИЙ
ИССЛЕДОВАНИЯ ПЕРЕМЕННЫХ И НОВЫХ ЗВЁЗД
НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРА β ЛИРЫ [1] *)
Мои исследования спектра этой звезды в 1892 г.
в области D — Ηγ указали, что почти все линии меняют
свой характер в зависимости от перемены блеска, что вид
линий так сложен, что почти нет возможности разгадать
истинный характер тёмных и светлых линий, потому что они
всегда бывают наложены одна на другую. Лишь с
некоторыми допущениями удалось разгадать главные черты
характера светлой водородной линии Ηβ. Точно так же
меньшим переменам подвержена линия Mg (λ = 448,2),
тёмная; хотя длина волны этой линии была определена
в разные дни, однако благодаря тому, что она находилась
на краю поля зрения, где спектр уже сильно слабел, этим
измерениям особого веса придано не было, тем более, что
рядом помещается весьма сложная линия «с» (λ = 447,2),
которая могла искажать истинный характер линии Mg.
В сезон 1897 г. я предпринял новый ряд наблюдений,
вооружённый светосильным спектрографом с большой
дисперсией в области Ηγ (две призмы). Было получено
с 20-го июня по 2-е августа 26 спектрограмм почти
во всех фазах блеска. К сожалению, капитальный ремонт
башни 30-дюймового рефрактора заставил меня прекратить
*) Доложено на заседании физико-математического
отделения 27 августа 1897 г. Впервые напечатано в Известиях Акаде-
ии наук, 1897, т. VII, № 4, стр. 355.

208
А* А. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
наблюдения. Оказалось, что и теперь линия λ = 448,2 ηιμ
менее других меняла свой вид в разные эпохи.
Чтобы не быть голословным при указании на линию
λ = 448,2 Ш[х, как на одну из сохранивших свой характер,
я приведу подробное её описание и описание соседних
областей.
Все остальные линии, встречающиеся на
спектрограммах этого года, не дают никаких данных для решения
вопроса о причине переменности β Lyrae и потому об этих
линиях нет надобности распространяться.
Описание сделано по порядку, считая от минимума.
1897, июнь 22, № 2, λ = 447 πψ — тёмная, отчётливая;
на краю со стороны красного конца
видна очень ясная светлая линия,
λ = 448 m|x—тёмная, широкая,
размытая; со стороны фиолетового
конца на краю находится светлая.
Вследствие контраста кажется, что
между λ = 447 πψ и λ = 448 mjx
находится ещё тёмная линия,
июля 31, № 25, λ = 447 m^ — тёмная, отчётливая;
на краю со стороны красного конца
находится светлая,
λ = 448 πψ — тёмная, широкая,
очень размыта,
июня 24, №4 и 5, λ = 447 mjx — тёмная отчётливая.
На краю со стороны фиолетового
конца находится светлая линия,
λ = 448 mjx — тёмная, отчётливая,
более тонкая, чем линия λ = 447 ηιμ.
августа 2, № 26, λ = 447 ηψ — тёмная, отчётливая,
очень тонкая,
июля 8, № 9 и 10, λ = 447 тр.—тёмная, тонкая,
отчётливая; светлой не видно, но весь
промежуток между λ = 447 т\ь и
λ = 448 mjx светлый,
λ = 448 mjx — тёмная, шире
предыдущей; на краю с фиолетового
конца слабая, светлая.

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРА β ЛИРЫ 209
июля 9, № 11, λ. ===== 447 mjx — тёмная, очень слабая;
в спектре с трудом различается
много тёмных, тонких, слабых
линий.
λ = 448 ηιμ — тёмная, отчётливая;
на краю с фиолетового конца свет*
лая линия.
июля 10, № 12, λ = 447 m\i— как тёмная, так и
светлая — отсутствуют,
λ = 448 ш|х — тёмная, очень
отчётливая; следы светлой линии
подозреваются на краю со стороны
фиолетового конца.
июля 22, № 19, λ = 447 m\i — тёмная, очень
слабая; светлой нет.
λ = 448 ιημ — темная, отчётливая;
на краю с фиолетового конца слабая
светлая линия.
июля 28, № 6, λ = 447 m\i — тёмная, отчётливая;
на краю с фиолетового конца
светлая линия.
λ = 448 mfA — тёмная, отчётливая.
Промежуток между λ = 447 ηψ и
λ =448 гп[а светлый.
июля 24, № 20, λ ==447 mjA — тёмная, отчётливая;
на краю с фиолетового конца две
светлые линии, из которых
ближайшая к тёмной более светлая,
λ = 448 mjA — тёмная, отчётливая.
июля 11, № 13, λ = 447 ηψ — тёмная, неясная; на
обоих краях светлые линии, из
которых одна со стороны
фиолетового конца отчётлива,
λ = 448 mjA — тёмная, отчётливая.
июля 12, № 14, λ = 447 ηιμ — тёмная, слабовата.
Есть признаки светлой,
λ = 448 πιμ — тёмная, отчётливая.
июля 25, № 21, λ = 447ιημ — тёмная, довольно
слабая внутри светлой.
Зак. 1719. А. А. Белопольский

Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
λ = 448 гп[а — тёмная, отчётливая.
На спектрограмме заметно
множество тёмных и светлых линий
весьма слабых, преимущественно
между F и λ = 448 ηψ.
июля 30, № 7, λ = 447 mjx — вместо тёмной линии
довольно широкая полоса с двумя
максимумами.
λ = 448 ηψ—·■ тёмная, отчётливая,
июля 13, № 15, λ = 447 mjx — две тёмные слабые
линии. Может быть, это только
контрасты между тремя светлыми
линиями. λ = 448 πψ — тёмная,
слабовата,
июля 27, № 22, λ = 447 ηψ— здесь ясно видно,
что тёмные линии суть контрасты
между тремя светлыми линиями;
средняя из них самая яркая и самая
тонкая; её положение ближе к той,
которая со стороны красного конца,
λ = 448 rnjx — тёмная, ясная; на
краю со стороны красного конца
светлая линия. На этой
спектрограмме видно множество светлых
линий, например, близ λ = 455 m\i
пять очень отчётливы, далее ещё
несколько,
июля 27, № 23, λ = 447 ηψ — две тёмные линии
выделяются между светлыми
линиями. Светлая линия между тёмными
яркая.
λ = 448 ιτιμ. — тёмная, отчётливая.
На этой спектрограмме множество
слабых тёмных линий, особенно
около λ = 455 ηψ.
июля 2, № 8, λ = 447ηψ — две отчётливые
тёмные и две светлые довольно яркие.
Из тёмных более отчётлива та, что
помещается между светлыми.

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРА β ЛИРЫ 211
л = 448 тр. — тёмная, отчётливая.
На спектрограмме заметно много
слабых линий,
июля 15, № 16, λ = 447 m\i— тёмная, отчётливая,
со светлыми краями. Есть ещё
слабая, тёмная, ближе к красному
концу.
λ = 448 гп[х — тёмная, слабовата.
июня 20, № 1, λ = 447 тр. — тёмная, отчётливая,
тонкая; на краю с фиолетового
конца светлая.
λ = 448 m[A — тёмная, отчётливая,
июля 17, № 17, λ = 447 mji — сложная картина: на
краю широкой тёмной полосы с
фиолетового конца находится тонкая
светлая линия. Ближе к другому
краю, внутри тёмной полосы
находится другая светлая линия;
вследствие контраста кажется, что между
этой линией и краем полосы есть
ещё самостоятельная тёмная линия,
λ = 448 m|A — похожа на
предыдущую, только все части теснее одна
к другой, так что на первый взгляд
она производит впечатление
отчётливой тёмной линии со светлыми
краями; из них та, что со стороны
красного конца, ярче. Тут же рядом
находится ещё слабая тёмная линия,
июля 30, № 24, λ = 447 ιτιμ— картина подобна той,
что на предыдущей спектрограмме,
только не так отчётлива. Вторая
светлая линия шире и почти
посредине тёмной полосы,
λ = 448 mjx — тёмная, отчётливая.
Мало подробностей.
Из этого описания видно, что сравнительно с линией
λ = 447 m\i тёмная линия λ = 448 ιτιμ меняет вид немного.
Линия же λ = 447 πψ, а равно Η не только сложны,
14*

212
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКЙЙ
но и изо дня в день меняют совершенно свой вид.
С другой стороны, всё-таки перемены в характере линии
λ = 448 m\i существуют, и благодаря этому определения
лучевых скоростей по ней не так точны, как это можно
было ожидать, если бы этих перемен не было.
Итак, измерялась только линия λ = 448 и по тому же
способу, какой описан мною в статье об η Aquilae:
наведения делались на искусственные линии спектра железа,
на соответствующие линии солнечной спектрограммы и на
линию λ = 448,2 гп[х; d± означает разности отсчётов
наведений на искусственные и солнечные линии; d2— разности
отсчётов наведений на линию λ = 448,2. Графически
находилась dx для λ = 448,2; алгебраическая сумма ά±-\-ά2
дает искомое смещение д?3 в оборотах винта.
июня 20
1897
июня 24; вторая спектрограмма
452,9
449,5
447,6
446,7
441,5
— 0,275
-0,256
0,223
0,193
0,176
для λ = 448,2 ιτιμ d± = — 0,233
d2 = + 0,744
rf3 = +0,511
1,9
,5
1,4
— 0,212
— 0,224
0,218
для λ = 448,2 πΐμ dt = — 0,217
d2 = — 0,432
ds =
-0,649
июня 22
июня 28
452,9
441,5
440,5
для λ = 448,2 т\к
d±
— 0,049
0,048
0,028
d1 = — 0,044
d2 = — 0,049
452,9
440,5
438,4
для λ == 448,2 тр.
+ 0,237
0,152
0,148
tf1==+0,198
dz = — 0,533
rf3 = —0,093
</8 = —0,335

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРА β ЛИРЫ
213
июня 23
Продолжение
июня 30
452,9
446,7
441,5
для λ = 448,2 тц.
di
+ 0,149
0,127
0,091
d± = + 0,125
d2 = — 0,450
452,9
446,8
441,5
438,4
для λ = 448,2 тр.
+ 0,260
0,202
0,197
0,165
d 1 =+ 0,218
Л ! Λ 1Q/1
d3 = — 0,325
июня 24; первая спектрограмма
λ
482,9
440,5
438,4
для λ = 448,2 mjj.
<*1
+ 0,388
0,345
0,363
dt = + 0,364
</2 = — 0,931
для λ
ι »
d3 = + 0,402
июля 2
λ di
452,9 + 0,351
441,5 0,304
438,4 0,283
= 448,2 πιμ d< = + 0,320
tf > = + 0,294
d*
■ 0,567
июля 8; первое измерение
ds-
июля 11
: + 0,614
ДЛЯ λ :
452,9 — 0,303
441,5 0,302
440,5 0,340
438,4 0,337
= 448,2 тр dt = — 0,308
rf2 = — 0,451
для λ
452,9
440,5
438,4
= 448,2 mjx
— 0,221
0,271
0,285
dx = — 0,243
dz = — 0,011
xV Λ Οί/1
rf3 = — 0,759
июля 8; второе измерение
λ d1
452,9 — 0,258
440,5 0,299
438,4 0,313
для λ = 448,2 m^
d=—0,270
d2 = - 0,473
июля 12
для к
452,9
440,5
438,4
= 448,2 πιμ
+ 0,391
0,330
0,299
d< = + 0,364
rf2 = — 0,266
(/8 = -^ 0,743
tf3 = +0,09§

214
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Продолжение
июля 8; вторая спектрограмма
июля 13
для λ
для λ
для λ
452,9
440,5
438,4
= 448,2 ιημ
июля
λ
452,9
440,5
438,4
= 448,2 m|*
июля
λ
452,9
447,6
440,5
438,4
--= 448,2 mp.
— 0,244
0,290
0,307
dt = — 0,257
d2 = — 0,444
d3 = — 0,701
9
*1
+ 0,373
0,347
0,333
dt = + 0,363
d2 = — 1,109
йГ3 = — 0,745
10
<*1
+ 0,375
0,391
0,334
0,327
d± = + 0,366
rf2 = — 0,982
ДЛЯ
ДЛЯ
λ
λ
452,9
440,5
438,4
= 448,2 m^
июля
λ
452,9
441,5
440,5
438,4
= 448,2 mp-
+ 0,801
0,739
0,731
dx = + 0,777
d2 = — 0,390
rf3 = + 0,387
15
d%
+ 0,049
+ 0,002
+ 0,005
— 0,002
^ = +0,021
d2 = + 0,688
rfg = + 0,709
июля 17; первое измерение
ДЛЯ
λ
λ
452,9
441,5
440,5
438,4
= 448,2 πιμ
dx
+ 0,312
0,292
0,291
0,296
dt = + 0,304
d2 = — 0,019
йГ3 = —0,616
^з = + 0,285
июля 17; второе измерение
июля 25
452,9
441,5
440,5
для λ = 448,2 mi*
dx
-0,157
0,136
0,140
Λ= — 0,149
d2 = + 0,483
rfa=+0,334
452,9
441,5
440,5
— ОД 09
0,147
0,160
для λ = 448,2πψ. ^ = — 0,126
d2== + 0,159
rf3 = + 0,033

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРА β ЛИРЫ
215
Продолжение
июля 21 июля 26
452,9 —0,091
440,5 0,059
438,4 0,078
для λ = 448,2 m,u di = — 0,061
d2 == — 0,726
452,9
449,5
447,6
446,7
440,5
438,4
= 448,2 mp.
+ 0,255
0,199
0,227
0,228
0,220
0,225
dx = + 0,228
d2 = + 0,162
d3 = — 0,787 дЛЯ χ :
d3= + 0,390
июля 22 июля 27
λ
452,9 —0,226 452,9 +0,007
441,5 0,267 447,6 +0,003
440,5 0,261 446,7 +0,021
438,4 0,260 440,5 —0,019
для λ = 448,2 ιπμ. dt = — 0,243
d2 = — 0,425 для λ = 448,2 тр. rft = + 0,006
tf3 = — 0,668
438,4 — 0,021
*! = ■+
d2 = + 0,625
rf3 = + 0,631
июля 24 июля 30
λ dt λ dx
452,9 —0,050 452$ +0,004
441,5 0,081 441,5 —0,004
440,5 0,078 440,5 +0,015
438,4 0,079 438,4 —0,002
для λ = 448,2 ιπμ. d± = — 0,064 для λ = 448,2 тр. dl = + 0,003
дГ2 = —0,189 d2 = + 0,314
ί/3 = —0,253 ^з = +-0,317

216
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
ИЮЛЯ
λ
452,9
441,5
440,5
438,4
для λ = 448,2 m(χ
31
di
— 0,052
— 0,076
— 0,080
— 0,091
dx = ~ 0,062
d2 = + 0,065
rf3 = — 0,006
Продолжение
августа 2
λ
452,9
449,5
447,6
441,5
440,5
438,4
= 448,2 ту.
dt
+ 0,185
0,145
0,162'
0,151
0,144
0,129
dt = + 0,171
d2 = — 0,737
dB = — 0,566
ДЛЯ λ :
Полученные смещения помножаем на множитель К»
В следующей таблице даны величины этого множителя для
разных температур, но аргументом служит расстояние
в оборотах между линиями λ = 440,5 ηψ и_Х = 430,8 ηψ.
Таблица для λ = 448,2 mji
Аргумент
|30,02оборота
03
04
05
06
07
30,08
К
34,45
44
43
43
42
41
34,41
\gK
1,5372
5371
5370
5370
5369
5367
1,5367
Аргумент
30,09 оборота
10
11
12
13
14
30,15
К
34,40
39
39
38
37
36
34,36
\%к
1,5366
5364
5364
5363
5362
5361
1,5361
Длина интервала λ = 440,5-
трограммах звезды следующей:
-430,8 гп[а была на спек-
июня 20 30,04 июля 9 30,02 июля 22 30,11
июля
22
23
24
28
30
2
8
11
05
07
04
03
06
30,05
10
11
12
13
15
17
21
05
07
07
07
07
10
30,10
24
25
26
27
30
31
августа 2
11
05
08
09
11
10
30,09

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРА β лиры 217
В следующей таблице сопоставлены все измерения и
выведены лучевые скорости относительно Солнца. В
последнем столбце даны промежутки времени, протекшие между
главным минимумом и временем наблюдения.
№
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
Среднее
пулковское время
июня 20d llh,5
22 12,0
23 12,4
24 11,8
24 12,5
28 11,6
30 11,1
июля 2 11,9
8 11,9
8 12,5
9 11,4
10 11,1
11 11,0
12 11,5
13 11,4
15 11,4
17 11,2
21 11,2
22 11,2
24 10,3
25 10,2
26 10,0
27 10,2
30 10,1
31 10,2
августа 2 9,7
Смещение
+0,511
-0,093
-0,325
-0,567
-0,649
-0,335
+0,402
+ 0,614
-0,751
-0,701
-0,745
-0,616
-0,254
+ 0,038
+ 0,387
+ 0,703
+0,310
-0,787
-0,668
-0,253
+0,033
+0,390
+0,631
+0,317
-0,006
-0,566
Лучевые
скорости
+17,60
г. м./сек.
- 3,20
-11,19
-19,54
-22,33
-11,53
+ 13,85
+ 21,14
-25,86
-24,11
-25,66
-21,21
- 8,74
+ 3,37
+ 13,32
+ 24,40
+10,66
-27,05
-22,97
- 8,70
+ 1Д4
+ 13,42
+ 21,71
+ 10,90
- 0,21
-19,47
Лучевые
скорости,

приведенные к 0
+0,67
г. м./сек.
+0,60
+0,57
+ 0,53
+0,53
+0,39
+ 0,31
+0,24
+ 0,02
+0,02
-0,02
—0,06
-0,09
-0,13
-0,17
-0,25
-0,32
-0,47
-0,51
-0,58
-0,61
-0,65
-0,68
-0,79
-0,82
-0,89
Лучевые
скорости
07 .осит.
Θ
+ 18,27
г. м./сек.
— 2,60
—10,62
—19,01
—21,80
—11,14
+ 14,16
+ 21,38
—25,84
—24,09
-25,68
-21,27
- 8,83
+ 3,24
+ 13,15
+ 24,15
+ 10.34 ·
-27,52
-23,48
- 9,28
+ 0,53
+ 12,77
+ 21,03
+ 10,11
- 1,03
-20,36

Промежуток времени
11й lh
0 3
1 3
2 3
2 4
6 3
8 2
10 3
3 5
3 6
4 4
5 4
6 4
7 5
8 4
10 4
12 4
3 6
4 6
6 5
7 5
8 5
9 5
12 5
0 7
2 7 1
Главные эпохи блеска были приняты на основании
эфемериды, данной в Annuaire de Bureau des Long, а именно,
главный минимум имел место по среднему пулковскому
времени 1897 г. июня 9—llh; 22 —9h; июля 5 —7h:
18 — 5*; 31 — 34

218
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
II минимум: июня 28 — 20h; июля 11 — 18h; 24—16h;
I максимум: июня 25—14h; июля 8—12h; 21 — 10h;
августа 3 — 8h;
II максимум: июля 2 —2h; 15 — 0h; 27 —22h.
Период принят равным 12d,908.
Пользуясь этими данными, строим кривую скоростей,
откладывая по оси абсцисс числа последнего столбца
предыдущей таблицы, а на ординатах лучевые скорости
относительно Солнца. Более или менее значительные уклонения
от кривой заметны июля 8, 9 и 15. Но при измерениях
этих спектрограмм встречаются следующие замечания:
8 июля: искусственная линия λ = 452,9 ηψ едва видна.
9 июля: линия 448,2 mjx в звезде размыта и
неопределённа.
15 июля: линия 448,2 ηψ в звезде слаба.
Ось симметрии имеет ординатой — 2,0 г. м./сек, =
собственному движению системы.
Л = 24,8 г.м./сек.; А — Б = + 0,8 г.м./сек.; 2 Υ А X В =
,= 48,8; £ = 24,0 г.м./сек.; Л + £ = 48,8.
Следующие площади измерены планиметром Амслера:
ζ±= 112, za + *i=—20,
z.2 = — 132, ζ.Ά—ζ1 = — 244;
и± = 90°,9, и.2 = 269°, 1 — точки, в которых лучевые
скорости обращаются в 0.
ω = 78°,7 —долгота периастра,
е = 0,08; (g) = + 5,2 г.м./сек.;
Т= ^^О11, т. е. прохождение через периастр про*
исходит за 2h до главного минимума,
α sin ί = 4 316 000 г. м.
Кривая лучевых скоростей указывает, что моменты,
когда лучевые скорости равны 0, очень близки к эпохам
минимумов (8h после главного минимума и 7h после II
минимума). Отсюда весьма вероятно, что причина ослабления
блеска кроется в затмении одного светила другим.
Следовательно, можно принять ί = 90° и а = 4 316 000 г. м.

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРА J3 ЛИРЫ 219
В прежних моих исследованиях (Изв. Акад. наук,
т. VII, и Mem. Soc. Spett. Ital., v. XXIII) я нашёл, что
светлая линия F также даёт периодические скорости, но знаки
лучевых скоростей, определённых для одинаковых эпох,
теперь и тогда различны. Эго указывает на то, что
светлая линия F принадлежит одному светилу, назовём его
через А; тёмная же линия, λ = 448,2 ηψ, принадлежит
спектру другого светила, назовём его через В.
Так как после главного минимума лучевые скорости
светила В отрицательны, то весьма вероятно, что оно
затмевается светилом А. Наоборот, во время II минимума
светило А затмевается светилом В *). Для светила А мною
была найдена величина полуоси 2 130 000 г. м. Таким
образом, полуось относительной орбиты равна 6 446 000 г. м.;
отсюда, обозначая массу светила А через т, а массу
светила В через mv получим т-\-т1 = 27,4 0, затем т~ 19 0
и ^ = 8,4 0.
Явление, однако, всё-таки не вполне выяснено, так как
многие спектральные линии по временам представляют
весьма сложную картину. Нужно пожалеть, что светлые
линии, повидимому, недоступны большой дисперсии, потому
что сильно размываются, так что нередко даже с трудом
различаешь присутствие таковой, между тем как на
спектрограммах, полученных однопризменным спектрографом, они
видны очень ясно.
*) То же я заключил и в 1892 г., именно, на стр. 431 статьи
«Le spectre de l'etoile variable β Lyrae»,

РЕЗУЛЬТАТЫ СПЕКТРАЛЬНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ
НОВОЙ ПЕРСЕЯ В ПУЛКОВЕ [2] *)
Докладчик вкратце напомнил историю появления N Per.
Демонстрировались кривые, изображающие изменения блеска
и цвета новой звезды. Спектральные исследования её в
Пулкове производились с помощью спектрографа,
прилаженного к астрографу. Удалось наблюдать звезду всего
105 ясных ночей. Докладчик представил снимки с наиболее
характерных спектров. Он остановился за недостатком
времени лишь на самых выдающихся особенностях спектра.
Спектр чрезвычайно сложен и богат деталями. В начале
появления звезды спектр был сплошной, с тёмными
полосами поглощения. Впрочем, уже тогда замечены были
блестящие линии, сопровождавшие тёмные полосы. Затем
эти блестящие линии развились в целые «комки» —
блестящие полосы. Докладчик указал на интересную деталь в этих
«комках» — они как бы составлены из пучков отдельных
линий, разделённых тончайшими тёмными промежутками.
Спектр претерпевал за время наблюдений громадные и даже
периодические изменения. Судя по смещениям линий, можно,
сообразно с принципом Допплера — Физо, предполагать
громадные скорости. Так, некоторые линии дают до
1500 км/сек. Впрочем, блестящие полосы поглощения
налегают друг на друга, что препятствует точной оценке
смещений. Докладчик указал на возможность объяснить как
смещения, так и вообще спектры, подобные спектру N Per,
на основании новейших наблюдений, произведённых Виль-
*) Дневник XI съезда русских естествоиспытателей и
1901, Ко 9 380г

Результаты спектральных наблюдений новой персея 221
зингом и другими над спектрами разрядов при громадных
давлениях.
В спектре новой звезды появились линии спектра
газообразных туманностей. Звезда как бы переродилась в
туманность. Докладчик напомнил о работах Гассельберга и
других относительно 2-го спектра водорода и сопоставил
этот спектр со спектром болида, молнии и новой звезды
1892 г. Во всех этих спектрах видны линии 2-го спектра
водорода, но относительные яркости их изменены.
Наконец, докладчик демонстрировал снимки
туманности, окружающей новую звезду, и указал на
громадные, непонятные скорости, которыми обладают части этой
туманности, разлетающиеся во все стороны от звезды.

О НОВЫХ ПЕРЕМЕНАХ В СПЕКТРЕ ЗВЕЗДЫ
а2 ГОНЧИХ ПСОВ [3J *)
Открытое мною в 1913 г. периодическое изменение
интенсивности спектральных линий звезды а2 в Гончих
Псах осложнилось новым явлением, признаки которого
в едва заметной степени видны были ещё в 1927 г.
Спектрограммы текущего года (1928), полученные в
Пулкове, подтвердили прошлогодние наблюдения: на краях
многих линий появились блестящие детали, а также
замечены отдельные блестящие линии, сгруппированные
большей частью парами.
Повидимому, интенсивность блестящих деталей в спектре
связана с периодом изменения интенсивности самих фраун-
гоферовых линий, так как число их (блестящих деталей)
неодинаково на всех полученных спектрограммах.
Сопоставляя это число с эпохами максимума и
минимума интенсивности линий I класса (λλ 4130, 4205, 4209
и т. д.), получим следующую таблицу:
Эпохи максимума интенсивности Число блестящих
линий λ 4130 (Ей) деталей
1928 апреля 13 28
1928 „ 23—24 35
1928 „ 28—29 57
Эпохи минимума интенсивности Число блестящих
линии λ 4130 (Ей) деталей
1928 апреля 26—27 11
1928 мая 2—3 14
1929 „ 8 16
*) Доложено в Отделении физико-математических наук
5 сентября 1928 г. Опубликовано в ДАН СССР, 1928, № 23.

О НОВЫХ ПЕРЕМЕНАХ В СПЕКТРЕ ^ ГОНЧИХ ПСОВ ^25
Напомним, что период изменения интенсивности линий
найден был в 1913—1914 гг. равным 5d,4705. Повидимому,
он не постоянен, ибо из комбинации наблюдений в 1913
и 1919 гг. период получился равным 5 ,4695, а из
комбинации 1927 и 1928 гг. —равным 5d,4688.
В конце прилагается таблица вычисленных длин волн
для линий с отмеченными особенностями в первом столбце.
Во втором даны средние длины волн для линий,
измеренных на четырёх спектрограммах, полученных в 1913,
1914, 1916 и 1917 гг. Средняя ошибка ■ одного опреде-
о
ления на одной спектрограмме равна ±0,05 А.
Между числами двух столбцов таблицы замечена
систематическая разность, в среднем равная — 0,08 А (в смысле
1928 г.—1915 г.).
а2 Гончих Псов. Таблица длин волн
1913—1914 гг.
Описание деталей 1928 г. 1916—1917 гг.
λ λ
Блестящая линия
Линия с блестящими краями .
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
» » » »
Две блестящие линии ....
» » » ....
Линия с блестящими краями .
Тонкая блестящая линия . . ·
Линия с блестящими краями .
Блестящая линия . . . . · .
Линия с блестящими краями .
Две блестящие линии ....
4029,22 А
4032,94
4046,13
4061,84
4063,75
4065,98
4070,99
4077,00
4077,86
4118,58
4122,92
4128,23
4131,04
4131,76
4132,81
4134,28
4170,43
4171,30
4173,14
4174,57
4176,43
4033,05 А
—
4062,04
4063,80
—
4070,72
4077,06
4078,01
—
4122,91
4128,32
4131,16
—
4132,73
—
—
4171,16
—
4174,52
—

224
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
Описание деталей
Линия с блестящими краями
» » » »
Тонкая блестящая линия . .
Линия с блестящими краями
Тонкая блестящая линия . .
Линия с блестящими краями
Две блестящие линии . . .
» » » . . .
Линия с блестящими краями
» » » »
Две блестящие линии . . .
Очень тонкая блестящая линия
Две очень тонкие блестящие л*
Две тонкие блестящие линии
Тонкая блестящая линия . .
Линия с блестящими краями
Блестящая линия
Линия с блестящими краями
Две блестящие линии .
» » »
Линия с блестящими краями
Блестящая линия . . .
Линия с блестящими краями
Две блестящие линии .
Линия с блестящими краями
Слабая линия с блестящими краями
Блестящая линия
Линия с блестящими краями ....
Две блестящие линии
Слабая линия с блестящими краями
Блестящая линия
Линия с блестящими краями . . . .
1928 г.
λ
4177,85
4178,45
4180,14
4181,44
4183,58
4184,58
4188,48
4196,68
4197,22
4199,88
4201,64
4205,43
4214,94
4215,62
4218,28
4223,70
4224,59
4233,25
4239,68
4241,38
4242,37
4251,87
4253,72
4255,35
4257,26
4258,28
42о9,60
4260,10
4261,31
4262,08
4263,03
4269,50
4273,34
4290,22
4293,94
4296,74
4300,22
4301,27
4302,57
4303,28
4307,23
4308,07
4311,56
4313,21
4351,93
Продолжений
1913—1914 гг.
1916—1917 гг.
4177,96
4184,59
4233,47
4242,67
4258,43
4259,61
4273,52
4290,35
4296,87
4300,88
4303,46
4308,15
4313,32
4352,06

О НОВЫХ ПЕРЕМЕНАХ В СПЕКТРЕ а* ГОНЧИХ ПСОВ
225
Описание деталей
Две блестящие линии . . .
» » » . . .
Линия с блестящими краями
Две блестящие линии . . .
Линии с блестящими краями
Блестящая линия
Широкая блестящая линия .
Линия с блестящими краями
» » » »
Две блестящие линии . . .
1928 г.
λ
4356,74
4369,70
4383,23
4385,55
4404,74
4416,76
4434,75
4442,07
4446,98
4493,61
4508,72
4513,30
4514,86
4534,18
4549,55
4618,42
4631,62
Продолжение
1913—1914 гг.
1916—1917 гг.
4385,63
4404,96
4417,06
4434,64
4508,59
4534,17
4549,80

ОБ ИЗМЕНЕНИИ ИНТЕНСИВНОСТИ ЛИНИЙ В СПЕКТРАХ
НЕКОТОРЫХ ЦЕФЕИД [4] *)
Изменение интенсивности спектральных линий в звёздах
замечено довольно давно. По преимуществу перемены
замечены в звёздах-цефеидах. В них изменение интенсивности
линий несомненно связано или с изменением блеска, или
с изменением лучевых скоростей.
В некоторых звёздах это изменение прослежено как
изменение типа RS Волопаса, о Цефея и др., т. е.
меняется периодически весь спектр. В других — изменению
подлежат не все линии в равной мере, и притом оно не
происходит одновременно в том же направлении. В
Пулкове обследованы были звёзды: δ Цефея, ζ Близнецов,
η Орла, α Гончих Псов. Все эти исследования напечатаны
в статьях: И. Леман, Об изменении яркости линий
в спектрах 8 Цефея и ζ Близнецов (ИАН, 1914);
Исследования спектра переменной η Орла (ИНГАО, 1917);
А. А. Белопольский, в нескольких статьях,
например, Recherches sur le Spectre de Tetoile a des Chins de
Chasse en 1913 et 1914.
Позднейшие наблюдения звезды а Гончих Псов,
обработанные В. Россовской, А. Марковым и др., ещё не
напечатаны.
Любопытно сопоставить изменение интенсивности линий
в этих звёздах, из которых α Гончих Псов представляет
весьма резко выраженный тип этого рода, а потому эта
последняя звезда подлежала особо тщательному исследо-
*) Доложено на заседании Отделения физико-математических
наук 7 сентября 1927 г.; опубликовано в Известиях Академии
наук СССР, 1928, серия VII, № 1.

ОБ ИЗМЕНЕНИИ ИНТЕНСИВНОСТИ ЛИНИЙ В СПЕКТРАХ ЦЕФЕИД 22?
на пулковских
избраны линии:
ванию. Напомним найденные изменения
спектрограммах.
1. В спектрограммах δ Цефея были
λ λ
4230 А 4343 А
4244 » 4403 »
4306 » 4533 »
4332 » 4571 »
так как они особенно ясно выделяются во времена
минимума блеска звезды и почти совершенно исчезают во время
Рис. 1. а) Интенсивность линий; Ь) изменение общей яркости.
максимума. Располагая интенсивности, выраженные в
произвольной шкале, по фазе относительно минимума блеска,
получаем таблицу:
t в мин.
Вес
од
1,0
и
2,9
3,6
4,0
4,8
4,7
2,5
0,0
1,8
3,0
4,0
5,0
3
2
11
4
4
3
4
Период принят равным 5d8h47m40s.
2. В спектре переменной ζ Близнецов наиболее
характерными линиями были избраны:
/,
4299 А
4330 »
4380»
4386 »
к
4403 А
4454 »
4535 »
—
15* ^ач. 1?19. А. А. Белопольскнй

m
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Период изменения блеска звезды принят равным 10d, 154.
Собранные оценки интенсивности в зависимости от фазы
даны в следующей таблице:
t в мин.
0,9
1,7
2,5
3,5
3,7
4,5
/
1Л
5,0
3,7
3,1
1.1
2,1
t в мин.
6,2
7,7
8,7
9,5
9,7
10,1
/
4,3
4,0
2,7
2,8
2,5
1,4
Как видно из прилагаемой кривой изменения
интенсивности линий, они дважды достигают максимума в
течение одного периода изменения блеска звезды.
χ bemiriorum
ιχ км/сек
Рис. 2. а) Интенсивность линий; Ь) кривая лучевых
скоростей.
3. В спектре η Орла были избраны следующие линии:
к
4201 А
4202 »
4223 »
4244 »
4249 »
4257 »
λ
4319 А
4334 »
4355 »
4533 »
4574 »
Оказалось, что по изменению интенсивности они
разбиваются на две группы, у которых ход изменения идёт
в противоположном направлении, а именно:
I группа: 4202 и 4223 (4142, 4310, 4469).
II „ 4201, 4244, 4249, 4257, 4319, 4334, 4355,
4533, 4574 (4151, 4290, 4345, 4514)
В скобках поставлены линии, в которых интенсивность
только замечена, но не измерена.

ОБ ИЗМЕНЕНИИ ИНТЕНСИВНОСТИ ЛИНИЙ В СПЕКТРАХ ЦЕФЕИД 229
Располагая по фазам, получаем:
/ в мин.
0,82
1,81
2,41
2,61
2,99
4,98
5,26
6,81
7,00
I группа
I
0,0
3,0
5,0
5,0
3,0
4,0
1,5
—
II группа
/
4,3
1,0
0,7
0,0
1,3
1,8
2,5
3,0
5,0
Период принят равным 7 ,176.
4. Наиболее полная картина изменения интенсивности
спектральных линий представляется в звезде «CVn.
η Aquilae
Рис. 3. а) Кривая лучевых скоростей; Ь) кривая интенсивности
λλ 4202, 4223 и др.; с) λλ 4201, 4244, 4249 и др.
Звезда эта типа А с ясно выраженными линиями
металлов; в области 393—473 ηιμ удалось отметить положения
170 линий, из которых 37 можно было отождествить
с линиями земных элементов. Среди этих линий, как и
в спектре ранее рассмотренных звёзд, встречаются линии
с постоянной интенсивностью и неизменным положением
и линии с переменной интенсивностью; период найден
равным 5d,470§,

230
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
По характеру изменения интенсивности переменные
линии можно разделить на три класса.
I. Линии λλ 4046, 4050, 4128, 4130, 4131, 4205,
4290, 4298, 4357, 4448, 4481, 4516 А. Наибольшая
интенсивность этих линий совпадает с максимумом яркости самой
звезды (по Гутнику) и наибольшими лучевыми скоростями.
II. Линии λλ 420,1, 423,3, 441,7, 443,5, 459 ηψ.
Наибольшая интенсивность этих линий по времени близка
к эпохе максимальных скоростей и -максимуму яркости
звезды.
ос Canum Venaticorum
Рис. 4. α) λ 4130; b) λ 4201; с) λ 4077; d) кривая общей яркости
по Гутнику.
III. Кривая интенсивности линии 4077 имеет два
максимума интенсивности; она представляет как бы зеркальное
изображение кривой интенсивности линии ζ Geminorum.
По Гутнику период изменения блеска . . 5d,54,
» Шенбергу » » » . . 5,47
с амплитудой между 0,05 до 0,08 зв. величины.
Как обычно у спектрально-двойных переменных,
максимум интенсивности звезды совпадает близко с
максимальными (±) скоростями.
Из прилагаемого рисунка видно, что максимум
интенсивности линий типа λλ 4205, 4130 близко совпадает
с максимумом скорости (±) линий типа 4201, а максимум

ОБ ИЗМЕНЕНИИ ИНТЕНСИВНОСТИ ЛИНИЙ В СПЕКТРАХ ЦЕФЕИД 231
интенсивности линий типа 4201—с максимальными
лучевыми скоростями по линиям типа 4205.
Линия λ 4077 меняет свою интенсивность так, что один
максимум совпадает с эпохой положительного максимума
лучевых скоростей одного компонента, а второй
максимум— с эпохой максимума скоростей другого компонента
по линии 4205.
Если приписать ослабление линий их раздвоению
в определённые' эпохи, то это гармонирует с
распределением лучевых скоростей в течение периода для линий
I и II класса. Распределение интенсивности линии 4077
требует особого объяснения, для которого наличный
материал недостаточен.
5. В номере Ар. J. за июнь 1927 г. опубликовано
исследование звезды 36 Эридана, сделанное О. Струве и
К. Хайером.
В спектре этой звезды некоторые линии изменяют
интенсивность в пределах одной фазы. Период лучевых
скоростей у неё равен 0,8535 суток.
36 Ertdanl
/ /
Рис. δ. α) λ 4201; Ь) λ 4123; с) λ 4323; d) λ 4472; е) кривая
лучевых скоростей.
В статье дана таблица оценок интенсивности пяти
линий: λλ 4123, 4201, 4233, 4325 и 4472А. Из них
первая, вторая и пятая находятся также в спектре aCVo.

232
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Кривые изменения интенсивности указывают некоторую
периодичность в своём ходе, замыкающуюся в том же
периоде, как и лучевые скорости, причём для линий
λ 4123 и λ 4325 они по характеру идентичны.
Кривая изменения интенсивности линии 4201 сходна
с кривой 4077 в otCVn.
Кривая для линии 4472 своеобразна, показывающая
крутой подъём в эпоху максимальных скоростей.
6. Во время печатания настоящей статьи получен
№ 3 (v. LXVI) журнала Ар. J., в котором находим статью
Ф. Сенфорда «Velocity and Spectrum of Τ Mon». В этой
статье, между прочим, исследуются интенсивности линий
λλ4325, 4330, 4337, Ην4352 и 4395. Звезда переменная,
принадлежит к типу цефеид; период изменения блеска
(от 5,6 до 6,8 зв. вел.) и скоростей равен 27d,0. Автор
находит, что максимальная интенсивность линий совпадает
по времени с максимумом блеска звезды; минимум
интенсивности— с минимумом блеска. Особенно интересны
микрофотограммы спектральных линий, которые мы
позволяем себе здесь воспроизвести (рис. 6).
Из рассмотрения их оказывается, что интенсивность
линии λ 4325 меняется обратно изменению интенсивности Н(.
Наибольшая интенсивность Ηγ приходится на фазу 0d,5—2 ,8;
наименьшая — на фазу 15 ,5. Наибольшая интенсивность
линии λ 4325 приходится на фазу 15d,5, а наименьшая
на фазу 0d,5.
Таким образом, и звезда. ΤMonocerotis обнаруживает
два типа изменения интенсивности линий, подобно звёздам
η Aquilae и aCanum Venaticorum.
Подводя заключение, следует констатировать, что все
кривые интенсивности линий в спектре шести звёзд
указывают на периодичность, подобную периодичности
изменения блеска звёзд δ Цефея, ζ Близнецов, η Орла, а
Гончих Псов и* подобную изменению лучевых скоростей.
Максимумы и минимумы в одних случаях совпадают
(близко) то с минимумом, то с максимумом блеска или
максимальными лучевыми скоростями. Характер этих
кривых пока подразделяется на три типа или лучше на два,

ОБ ИЗМЕНЕНИИ ИНТЕНСИВНОСТИ ЛИНИЙ В СПЕКТРАХ ЦЕФЕИД
если типы кривых λ 4201 и λ 4205 зачесть в одну
категорию, а тип λ 4077 в другую.
Всё подмеченное в характере интенсивности линий
в спектре шести звёзд (типа цефеид) есть только первая
Τ Monocerotis
^о «μ if5
4f χ 4h ^
t I * i ι
Фаза Od5
Фаза !5?5
II
fv W^
Фаза 2d8 Фаза 23d0
Фаза 9?8 Фаза 0.d5
Рис. 6. Микрофотограмма Τ Monocerotis.
попытка систематического изучения подобных явлений.
Делать гипотезы о связи совокупности процессов в
звёздах— блеска, движения и интенсивности линий, конечно,
в настоящее время преждевременно.

ОТДЕЛ ЧЕТВЁРТЫЙ
СПЕКТРОСКОПИЯ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
ОПРЕДЕЛЕНИЕ УГЛОВОЙ СКОРОСТИ ОСЕВОГО
ВРАЩЕНИЯ ПЛАНЕТЫ ВЕНЕРА [1] *)
В заседании 19 марта с. г. я имел честь доложить
Отделению предварительные результаты моих
исследований о вращении планеты Венеры, полученные по
измерению всего семи спектрограмм. Исследования эти я
продолжал до конца мая, когда положение планеты, и без
того бывшее всё время неблагоприятным, стало ещё хуже.
Все наблюдения разделяются на две половины: до поворота
спектрографа около оптической оси трубы на 180° и после
поворота.
Этот поворот составляет весьма существенную долю
исследований в данном вопросе, так как если существуют
смещения линий в спектре в зависимости от скоростей
в планете, то знак смещения после поворота должен
измениться. И в действительности знак переменился.
Однако, несмотря на это, я не могу ещё выдать свои
результаты как окончательные; тщательное изучение
нашего нового спектрографа привело меня к результатам,
которые необходимо упомянуть здесь в подтверждение
моей осторожности.
Оказалось: 1) что спектрограммы звёзд до
определённой ширины дают также наклон линий и именно в ту же
'·) Известия Академии наук, 1903, т. Х1Хг № 2,

ОПРЕДЕЛЕНИЕ УГЛОВОЙ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ВЕНЕРЫ 235
сторону, что и у планеты, если бы она вращалась; 2) что
этот наклон возрастает обратно с дисперсией; 3) что знак
этого наклона для звёзд не меняется с поворотом
спектрографа на 18(Г; 4) что тот же наклон влияет на положение
линий планетных спектров (дисков); 5) что, несмотря на
массивную и на вид прочную конструкцию монтировки
30-дюймового рефрактора, она не выдерживает вполне
тяжести нового спектрографа (около 80 фунтов), так что
в крайних положениях трубы (при больших часовых углах)
изображения в камере спектрографа смещаются до 0,1 мм.
Таким образом, хотя результаты, мною полученные для
вращения Венеры, весьма между собой согласны, однако,
ввиду упомянутых пунктов и в особенности по причине
низкого положения планеты во время наблюдений, не могут
считаться окончательными.
Напомню, что щель спектрографа биссецировала
планету при наблюдениях всегда параллельно суточному
движению звёзд, а не перпендикулярно к терминатору.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ УГЛОВОЙ СКОРОСТИ ОСЕВОГО
ВРАЩЕНИЯ ПЛАНЕТЫ ЮПИТЕР [2] *)
С 1907 г. я предпринял спектральным путём
исследование вращения Юпитера по зонам параллельно его
экватору.
Щель спектрографа № III устанавливалась на
различных расстояниях от экватора как в северном, так и в
южном полушариях и фиксировалась при помощи
40-футового искателя при 30-дюймовом рефракторе.
Наклон спектральных линий к нормальному
направлению на полученных таким образом спектрограммах должен
был бы обнаружить изменение линейной скорости
поверхности в зависимости от иовиграфической широты, если бы
таковая существовала.
Измерение полученного за 1907 и 1908 гг. материала
(15 спектрограмм, на каждой около 60 линий) не
обнаружило заметной разницы в линейных скоростях до 40°;
оно очень мало и по наблюдению пятен не более 0,8 км/сек.
Иначе обстоит дело, если щель спектрографа
пересекает поверхность диска Юпитера через полосы. В таком
положении спектрограммы могут указать на различие
линейных скоростей в разных зонах, так как спектральные
линии могут обнаружить изгибы.
Щель спектрографа повёртывалась для разных снимков
на позиционные углы (от N) 45°, 50°, 70°, 85°, и центр
диска устанавливался на середине щели.
*) Доложено на заседании физико-математического Отделения
9 сентября 1909 г.; опубликовано в Известиях Академии наук,
1909, серия VI, т. III,

ОПРЕДЕЛЕНИЕ УГЛОВОЙ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ЮПИТЕРА 237
Один раз щель была повёрнута на 35°, и диск
Юпитера покрывал её краем. Повернуть щель так, чтобы
позиционный угол был 0°, у нас нельзя,
f*? При таких положениях спектрографа спектрограммы
обнаружили влияние полос Юпитера на вид спектральных
линий. Особенно удачный снимок получился в 1908 г.,
февраля 14, при позиционном угле щели 60°. На нём не
только можно проследить искажение линий в тёмных
экваториальных полосах, но в восьми линиях можно было даже
делать наведения на искажённые части нитью
измерительного прибора. Длина волны этих линий следующая: 419,2,
419,9, 420,4, 421,0, 421,95, 422,24, 425,1, 425,5 ηψ.
Рис. 1.
Возможно было зарисовать указанные особенности
линий на спектрограммах следующих дней:
1908, февраля 14
1909, апреля 19
1909, » 25
1909, » 28
1909, мая 3
1909, » 7
1909, » 12
Искажение заключается в том (см. рис. 1), что в
области двух тёмных noioc около экватора спектральные
линии представляют слабый изгиб, указывающий на то,

238
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
что лучевые скорости тут отличаются от лучевых
скоростей в соседних зонах, особенно сравнительно с более
светлой экваториальной зоной, лежащей между двумя
тёмными. Таким образом, несомненно, что угловая скорость
тёмных экваториальных полос отличается от скорости
других частей поверхности Юпитера; трудно только
решить, существует ли перерыв спектральных линий при
переходе тёмных полос к другим частям поверхности, или
изменение происходит постепенно; для решения этого
вопроса размеры диска в 30-дюймовом рефракторе слишком
малы. (Диаметр 2,5 мм при угловой величине 40".)
Другая особенность спектральных линий в тёмных
зонах заключается в том, что они, вопреки ожиданию,
становятся в них тоньше, и шире в более светлых частях
диска. Все снимки сделаны при исключительно хороших
изображениях.

СПЕКТР КОМЕТЫ 1911 с [3]*)
Он фотографировался большим трёхпризменным
спектрографом со щелью и малой призматической камерой со
сложной призмой и объективом с фокусным расстоянием
10 см. Для первого собирательным стеклом служил
30-дюймовый объектив, а второй прибор был привинчен сбоку
трубы 30-дюймового рефрактора.
Первые опыты показали, что для большого
спектрографа даже экспозиция в 3,5 часа недостаточна. Получились
лишь слабые следы линий. Поэтому я решил
экспонировать спектр кометы несколько ночей подряд на той же
пластинке.
Как раз случились три ясные ночи подряд 4, 5 и б октября,
в течение которых я успел проэкспонировать спектр в
течение 8 часов. Постоянство температуры регулировалось
автоматически.
Следующая ночь, 7 октября, была пасмурная, и я
проявил пластинку. На ней вышли довольно заметно
две полосы, разложенные на главные составляющие.
Слабые же линии, обусловливающие растушёвку полос, не
вышли.
Кроме того, при внимательном разглядывании
обнаружено ещё несколько линий. Так как на той же
пластинке снят спектр железа, то измерение кометных линий
относительно железных даёт возможность вычислить
λ первых.
*) Доложено на заседании физико-математического Отделения
12 октября 1911 г., опубликовано в Известиях Академии наук,
1911, серия VI, т. V.

240
Α. Α. ЬЕЛОПОЛЬСКИЙ
Все очень слабые линии заключены в скобках.
1 Октября
473,691 ιπμ.
471,498 »
469,754 »
(469,466 »
468,462 »
(467,28 »
431,366
(430,939
430,386
4,5 и 6
(507,71
(507,09
(506,64 »
(506,31 »
(506,18 »
(505,23 »
(494,77 '»
(494,2Я >>.
(493,05 »
(492,58 »
(492,31 »
473,719 »
471,517 »
469,745 »
468,483 »
467,846 »
(440,98 »
(440,72 »
(439,48 »
(436,502 »
(435,79 »
(435,52 »
(435,33 »
431,383 »
430,466 »
430,107 »
(429,26 »
421,739 »
(405,453 »
(405,273 »
(405,155 »
октября:
Эти числа нужно исправить за кривизну линий; поправка
эта равна —0,004 ηιμ до —0,006 тц для концов спектра.
Так как имевшиеся в моём распоряжении гейслеровы
трубки с надписью СН не дали полос углеводорода, то
я сфотографировал спектр вольтовой дуги между углями
вместе со спектром железа. Особенно пригодными для
измерения получились снимки 1911, октября 22 и одна из
прежних 1910, марта 28. На них угольные полосы вышли
с большими деталями и как раз имеется полоса 473—465 m\i.
Другая полоса, от 421 mjx, ещё лучше и ярче, но
в спектре кометы почти ничего не вышло. Измерение

СПЕКТР КОМЕТЫ 19llc
241
угольного спектра привело к следующим длинам волн.
Даю их только для головных, хотя определения сделаны
и для 50 второстепенных линий в этой полосе. Вот эти
числа:
473,702 тр.*) 468,462 тр.
471,506 » 467,808 » (двойная)
469,740 » 436,473 »
Сравнение этих чисел с числами, полученными для
кометы, даёт смещение кометных линий к красному концу
спектра, в среднем на величину Δλ= -[~ 0,018 тр, что
соответствует скорости +11,6 км/сек ±2,9.
Пластинка с угольным спектром позволила определить
смещение кометных линий ещё при помощи спектроком-
паратора. В среднем из пяти определений получено
смещение + 0,029 ±0,0006 оборота, что соответствует
скорости —J— 15 км/сек.
Если воспользоваться данными эфемериды кометы, то для
5 октября относительная скорость её равна + П>2 км/сек.
Проекция скорости Земли на линию комета — Земля для
5,5 равнялась +2,7 км/сек.
Призматическая камера дала шесть снимков и
послужила только для качественной оценки кометного спектра.
Спектром сравнения служил спектр α Лиры,
простирающийся ПрИ ЭКСПОЗИЦИИ В 5 МИНуТ ДО λ = 360 Ш|Х.
На кометных спектрограммах получился тонкий
сплошной спектр вместе с характерными углеводородными (?)
полосами:
560 тр, 516 тр, 473 тр, 405 тр. и 388 тр.
Эти полосы имеют фигуру запятых или знаков
восклицания с тупыми (обрезанными) концами со
стороны красного конца спектра. Внутри каждой можно
разглядеть грануляцию, особенно в полосе λ = 388 тр.
Измерения последней полосы относительно спектра
*) Поправка за кривизну линий —0,005 т^.
16 Зак. 1719. Α Λ Белопольский

242
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
α Лиры дали следующие значения для сгущений: 388,36 ιημ
и 387,52 mji*).
Кроме того, в некоторых местах сплошной спектр
представляет сгущения, а именно, в области λ = 420—422 mp,
и λ = 405 Ш[а.
Полосы 1 октября были довольно одинаковы по блеску,
однако 10 октября полоса λ = 388 m\i была значительно
ярче других.
На некоторых снимках видны слабые следы хвоста
в λ = 388; свет Луны дал порядочную вуаль, и это
затрудняет при исследовании подробностей.
*) Спектр угля даёт в этой области очень заметную
полосу.

О СПЕКТРЕ ЯДРА КОМЕТЫ ДЕЛАВАНА (1913 f) [4]*)
30-дюймовый рефрактор вообще вследствие длинного
фокуса не пригоден для спектрографирования светил
слабых, обладающих заметным диском. Однако комета Дела-
вана, ядро которой было не ярче звезды б-й зв. величины,
соблазнила меня сделать попытку сфотографировать спектр,
несмотря на низкое положение. Я рассчитывал на новую
короткую камеру спектрографа (—==:·—) , при которой
щель спектрографа можно было расширить до 0,2 мм, и
на продолжительность экспозиции.
Первая попытка была сделана 1914 г. октября 12.
Экспозиция при весьма трудном положении наблюдателя
могла быть доведена только до 65 минут. Перед и после
экспозиции фотографировался искусственный источник света
(железо). После проявления пластинки на ней не оказалось
никаких следов спектра.
Вторая попытка была сделана 3 октября. К
наблюдению приступлено возможно рано, и продолжительность
экспозиции удалось довести до 2 часов 15 минут. На щели
спектрографа я старался держать наиболее яркую часть
головы. На этом снимке получились слабые следы
сплошного спектра без всяких сгустков (блестящих линий). На
нём заметно около 20-ти линий поглощения, которые
естественнее всего было приписать отражённому от ядра
свету Солнца.
Расстояние кометы было около 1,6 астр. ед.
*) Доложено на заседании физико-математического Отделения
4 марта 1915 г.; опубликовано в Известиях Академии наук, 1915,
серия VI, № 4.
16*

244
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
В следующей таблице даны длины волн этих линий
с описанием.
Fe
Fe
Fe
Mg
Fe
Fe
Fe
Fe
Fe
452,91
449,5
449,0
448,1
444,3
441,5
440,5
438,4
437,5
437,0
ηιμ
»
»
»
»
»
»
»
»
*
слабая; спектр
слаб.
слабая.
слабая.
очень ясная,
тонкая, косая.
дэвольно ясная.
ясная.
ясная.
очень ясная.
очень слабая.
очень слабая.
Fe
Fe,
Mg,
нт
Fe
Fe
Fe
Fe
436 m^
Cr 435,2 »
434,1 »
430,8 »
427,2 »
426 »
422,8 »
тонкая, слабая.
слабая, косая.
слабая,
широкая.
довольно ясная.
слабая; спектр
слаб.
тонкая, довольно
ясная,
сомнительная.
очень слаба, но
несомненно
есть.
Все эти линии выделяются в солнечном спектре, а
наиболее ясные почти все в этой области принадлежат железу.
о
Хотя дисперсия прибора мала (в 1 мм 32 А для Н^),
спектрограмма очень слаба и почти не подлежит
измерению, однако я попытался определить смещение линий
наиболее ясных, принадлежащих железу, относительно
имеющихся на пластинке линий искусственного источника
(железа).
Все измерения, благодаря широкой щели, чрезвычайно
трудны.
Измерения произведены микроскопом с винтом, шаг
которого равен 0,25 мм, притом произведены в двух
направлениях.
В следующей таблице даны результаты этих
измерений, причём постоянное К для превращения делений
барабана в км/сек выведено по измерению спектрограммы
звезды β Близнецов, полученной тем же прибором.
λ Δ К ν
441,5 ιτιμ
440,5 »
438,4 »
432,6 »
430,8 »
+ 0,2
+ 1,0
+ 1,1
+ 0,4
+ 0,5
5,67
5,60
5,47
5,12
5,02
+ 1,1 к м1 сек
+ 5,6 »
+ 6,0 »
+ 2,0 »
+ 2,5 »

О СПЕКТРЕ ЯДРА КОМЕТЫ ДЕЛАВАНА (1913 f) 245
Среднее значение скорости получается
ν = -{- 3,4 ± 1,0 км/сек.
Любопытно определить, какова теоретическая скорость
по этому направлению, если действительно мы имеем дело
с отражённым светом.
На основании теоремы Пуанкаре (С. R., 1895, № 8,
25 февраля) лучевая скорость светила, отражающего сол-
dr dk к
нечный свет, слагается из двух: -и^·, где г и
Δ—расстояния светила от Солнца и от Земли.
На основании эфемериды кометы, любезно сообщённой
мне Л. Л. Маткевичем, я нашёл для момента наблюдения:
-^ = — 5,1 км/сек и — = -|- 7,3 км/сек.
Итак, слагающая скорость по лучу:
_ + _ = + 2,2 км/сек.
Измерения дали 1/КОметы= Н~ ЗА км/сек.
Отсюда можно заключить, что измеренные линии
в спектре кометы суть фраунгоферовы линии света,
отражённого от Солнца, а не принадлежат ядру кометы, и что
собственный свет ядра кометы был слабее отражённого.

ОТДЕЛ ПЯТЫЙ
ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРА СОЛНЦА И СОЛНЕЧНЫХ
ОБРАЗОВАНИЙ
О ДВИЖЕНИЯХ, НАБЛЮДАЕМЫХ НА ПОВЕРХНОСТИ
СОЛНЦА [1] *)
(Несколько замечаний по поводу статьи в Α. N., №2954)
В «Bulleteni Astronomique» за март месяц 1890 г.
сделан анализ моей статьи «О движениях, наблюдаемых на
поверхности Солнца» (Α. N., № 2954), где меня упрекают
в том, что я не обратил внимания на новые исследования
Вильзинга по вращению факелов. Критика заканчивается
словами: «... таким образом, закон, выведенный из
движения пятен, относится к тонкой оболочке, в то время как
основная масса вращается вся целиком с постоянной
скоростью. Это не соответствует аналогиям, установленным
Белопольским». (Bull. Astr., p.143). Я хотел бы теперь
обратить внимание на этот пункт, который, на первый
взгляд, действительно может противоречить аналогиям,
изложенным в моей статье. Меня могли бы упрекнуть в том,
что я намеренно умолчал о результатах Вильзинга, и это
действительно так и есть, хотя я обратил на них больше
внимания, чем это можно было бы думать.
Нижеследующее может оправдать мои действия.
1) Наблюдения, которыми пользовался Вильзинг,
продолжались с марта месяца до августа 1884 г., едва 6 ме-
*) Α. N., 1890, 125, 251. Перевод с французского О. А. Готт.

О ДВИЖЕНИЯХ, НАБЛЮДАЕМЫХ НА ПОВЕРХНОСТИ СОЛНЦА 247
сяцев. В продолжение периода даже целого года можно
найти в наблюдениях пятен Каррингтона и Шперера почти
постоянные скорости на поверхности шириной от 15 до 20°.
Например:
1862 г. 1
Гелио-
графич.
широта
24°
20
16
15
14
13
12
8
6

Скорость
14°,22
14,07
14,24
14,08
14,07
14,18
14,03
14,27
14,29

Формула
13°,84
14,00
14,12
14,18
14,17
14,20
14,23
14,28
14,31
1866 г. 1
Гелио-
графич.
широта
14°
13
12
И
10
9
8
7
5

Скорость
14°,20
14,19
14,11
14,14
14,28
14,12
14,21
14,19
14,25
(14,87)

Формула
14°,17
14,20
14,23
14,24
14,25
14,27
14,28
14,29
14,32
14,33
1875 г.
Гелио-
графич.
широта
18°
16
13
11
9
8
7
6
4

Скорость
14°,22
14,16
14,04
14,06
14,40
14,25
14,20
14,19
14,19

Формула
14° ,07
14,12
14,20
14,24
14,27
14,28
14,29
14,31
14,33
По поводу этого Шперер пишет (Beob. zu. Anclam.):
«Год 1866, который предшествовал минимуму пятен,
замечателен как раз тем, что здесь почти совершенно исчезает
обычный ход вращения с широтой. Для широт 14 до 11°,4
получается такая же средняя величина, как и для широт 11,4
до 9°,8, и меньшая для более низкой широты 8°,5».
Несмотря на это, теперь не сомневаются в том, что скорость
вращения пятен подчиняется закону, выраженному
известными формулами Каррингтона, Файя, Шперера.
Если признать относительную трудность установления
идентичности факелов, наблюдённых в продолжение двух
или трёх дней, и короткий период их видимости, то
приходится согласиться с тем, что (после того, что сказано
выше про вращение, определяемое по пятнам) следует
с нетерпением ожидать ближайших результатов от
наблюдений, продолжающихся по крайней мере одиннадцать лет.
До тех пор нельзя использовать результаты Вильзинга для
теорий или аналогий.
2) Известно, что обширные группы пятен окружены
по большей части яркими факелами в какой бы то части

248
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
поверхности ни находилась эта группа: «Факелы тесно
связаны с пятнами. Они иногда расположены так, что
образуют за пятнами подобие хвостов» (см. A. Secchi,
«Le Soleil», p. 113). Если бы факелы вращались с
постоянной скоростью, они опередили бы пятна, например, на
широте 20° на 0°,5 за одни сутки; за три дня это дало бы
около 2° — величина, которая не могла бы быть
незамеченной при наблюдениях. Мы сейчас укажем на другой
факт, который, повидимому, тоже противоречит
предположению о постоянном вращении факелов. В «Greenwich
spectroscopic and photographic results» находим следующее
замечание: «Положения факелов относительно пятен, с
которыми они связаны, указаны буквами п, s, /?, /, с, что
соответственно обозначает север, юг, предшествующие,
последующие, концентричные». Сосчитаем число
«последующих» и «предшествующих» в промежутке времени
от 1880 до 1886 гг. включительно. Мы получаем:
Год
Тип 1880 1881 1882 1883 1884 1885 1886 Сумма
«последующих» + 93 + 133 + 218 + 148 + 78 + 83 + 27 = 780

«предшествующих» + 28 +57+59+39 +26 +21 + 4 =234
Делярю когда-то нашёл для «последующих» число 584 и
для «предшествующих» 45.
3) Я не могу согласиться с мнением о том, что
известный закон вращения по пятнам относится к тонкому
слою, в то время как постоянная скорость вращения,
получаемая по факелам, относится к основной массе (Солнца,—
прим. ред.). Напомним, что существуют мнения, согласно
которым факелы — это только места обычной фотосферы,
но видимые сквозь менее поглощающий вышележащий
слой. Почему на краю Солнца не видно протуберанцев
равных по яркости с факелами? Почему их не видно на
середине солнечного диска? Что касается пятен, то они
несомненно принадлежат слою более или менее глубокому;
они являются углублениями, т. е. их ядра находятся ниже
поверхности и вещество ядра имеет, вероятно,
значительную толщину. Если мы предположим даже, что факелы

О ДВИЖЕНИЯХ, НАБЛЮДАЕМЫХ НА ПОВЕРХНОСТИ СОЛНЦА 249
представляют собой реальные образования — слой вещества
(Секки стоит за гипотезу о том, что факелы в
действительности расположены выше уровня фотосферы), то мне
кажется более естественным считать, что пятна связаны
с более глубоким слоем, чем факелы. Насколько я знаю,
никогда не наблюдалось, чтобы пятно покрывало факел;
наоборот, фотосферное вещество (факелы?) часто
покрывает пятна. Наконец, движения, о которых я говорил
выше, могут происходить в сравнительно тонком слое.
4) Критика в «Астрономическом бюллетене», упоминая
о работах Вильзинга, в то же время обходит молчанием
статью Крю (Н. Crew, «Период вращения Солнца^; Am.
Journ. of Si, XXXVIII, № 225, 1889). В конце статьи
Крю даёт таблицу периода вращения Солнца по данным
различных авторов; вот она:
Значения периода вращения на экваторе,
сидерический период;
Каррингтон по солнечным пятнам . . . 24d,97
Шперер » » » . . . 24d,60 (25d,09)
Вильзинг по факелам 25d,23
Крю спектроскопически 26d,23
Крю заканчивает словами: «Не соответствует ли это тому
физическому факту, что угловая скорость плавно
уменьшается при переходе из более глубоких слоев Солнца
вверх через фотосферу, факелы и поглощающий слой?»
Это снова приближает нас к аналогиям, установленным
мною. Может быть, известный факт, что пятна появляются
чаще с западной стороны группы и что в момент
образования они имеют большую скорость, чем другие пятна,
тоже является доказательством «постепенного уменьшения
угловой скорости».
5) Аналогии можду движениями пятен и циркуляциями
(их направление и скорость) в жидком сфероиде,
указанные проф. Жуковским, достойны серьёзного внимания.
Закон вращения пятен до сих пор не объяснён.
Современные теории основываются на далеко не строгих
принципах и исходят из нескольких гипотез, которые
приходится принимать на веру. Общее у всех этих теорий то,

250
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
что распределение пятен и их движения (которые
симметричны по отношению к солнечному экватору) имеют своим
источником главным образом вращение Солнца.
Установленные мною аналогии, с одной стороны,
относятся к установлению причины того, что внешние слои
жидкого сфероида вращаются более медленно, чем
внутренние, с другой стороны, — к движениям пятен. Если
сделать только эту гипотезу (раньше ею пользовались),
то из неё вытекает, как следствие, движение пятен по
направлению к полюсам, наибольшая скорость на экваторе
и, может быть, движение зон пятен.
Я надеюсь, что будет обращено внимание на эти
аналогии, несмотря на неясные места, которые в них, в
частности, остаются.
Важные результаты о вращении Солнца, которые Ду-
нер только что опубликовал в Α. Ν., № 2968, заставляют
меня прибавить ещё несколько слов.
Дунер находит, что скорость вращения, определённая
по смещениям спектральных линий противоположных точек
на краю Солнца, лучше всего удовлетворяет эмпирической
формуле
ξ = 8°,596 + 5°,522 cos φ — 0°,759 sin φ, (1)
в то время как пятна дают (Шперер)
£ = 8°,548 + 5°,798coscp. (2)
Применим формулы проф. Слудского (Bui. Soc. de
Natur. de Moscou, 1889, № 4) для отыскания
вращательного движения, которое меньше всего отличается от
действительного вращения Солнца. Для сферической
поверхности, с осью вращения ζ формула будет:
2B = ^JiCOs2(P|·^·^· <3>

О ДВИЖЕНИЯХ, НАБЛЮДАЕМЫХ НА ПОВЕРХНОСТИ СОЛНЦА 251
Здесь зг = £· Подставляя значение ζ из формулы (1) и (2),
мы получим:
для спектральных линий 2В= 13°,522 и период
вращения 7=27d,3;
для пятен ^з- 13°,667. и период
вращения 7=26d,3.
Итак, это подтверждает мысль о том, что глубокие слои
Солнца вращаются с большей скоростью, чем внешние
слои, но это, в свою очередь, противоречит тому факту,
что у факелов, как оказывается, вращение постоянно по
отношению ко всей массе (Солнца).

О САМООБРАЩЕНИИ ЛИНИЙ В СПЕКТРЕ СОЛНЕЧНЫХ
ИЗВЕРЖЕНИЙ И В СПЕКТРАХ ЗВЁЗД [2] *)
1) Уже давно замечено, что блестящие линии спектра
солнечного края, в особенности в области металлических
протуберанцев, могут раздваиваться. В начале 90-х годов
прошлого столетия явление это отмечено как постоянное
для светлых линий кальция за границей, вообще на краю
и на диске Солнца (Jong, На1е, Deslandres), а также мною
в линии D3 (гелий). Оказывается, что и спектральные
линии других элементов также обладают этим свойством,
и не удавалось заметить этого только благодаря малым
размерам инструмента, проектирующего диск Солнца на
щель спектроскопа. Проектируя изображение Солнца с
помощью объектива пулковского большого рефрактора, мне
без труда удалось получить спектрограммы края с
блестящими водородными линиями F, Ηγ и Ηδ, которые не
сходятся в одну, как это наблюдается в линиях кальция,
а понемногу размываются. Из сказанного можно думать,
что и линии других элементов на краю должны двоиться.
Причина раздвоения до сих пор не объяснена
удовлетворительно,— многие считают, что это двойное обращение,
хотя в раздвоенных кальциевых линиях нередко приходится
встречать аномалии, не согласные с таким объяснением.
2) Рассматривая диапозитивную копию спектрограммы
звезды γ Bootis, 2Ш,9; a=l4h28m, δ = 38°46', снятой
2-го апреля 1893 г., я заметил, что некоторые линии в ней
двойные. Это заставило меня внимательно пересмотреть
*) Доложено на заседании физико-математического
Отделения 9 октября 1902 г.; опубликовано в Известиях Академии наук
1902, т. 17, № 1—5.

О САМООБРАЩЕНИИ ЛИНИЙ СОЛНЕЧНЫХ ИЗВЕРЖЕНИЙ 2~3
все имеющиеся спектрограммы этой звезды, а именно,
1893, марта 30, апреля 2, апреля 5, мая 6 и 1897, мая 16.
Явление это подтвердилось и на других, но особенно
хорошо на спектрограммах 1893, марта 30, апреля 5 и 1897,
мая 16.
На пластинке 30 марта мне удалось смерить взаимное
смещение компонентов восьми пар и получить весьма
согласные величины, соответствующие лучевым скоростям
относительно центра системы. Скорость эта равна 50 км\сек.
Звезда на основании спектра должна быть причислена
к одному из подразделений 1 фогелевского типа:
водородные линии в спектре наиболее заметные. Чему обязаны
другие линии, трудно решить. Есть как бы отдельные
немногие линии, принадлежащие железу, кальцию, магнию
и гелию. Но эта отрывочность уже показывает, что линии
принадлежат не этим элементам; общий их характер таков,
что, казалось бы, они принадлежат какому-то одному
элементу или немногим элементам с малым числом линий
в спектре. Лучевую скорость звезды относительно Солнца
приходится определять по водородной Н(, широкой и
размытой,— кажется, притом и сложной. Поэтому требовать
большой точности в данном случае нельзя. Вот числовые
величины скоростей, отнесённых к Солнцу:
1893, марта 30 — 47 км/сек
1893, апреля 2 — 74 »
1893, » 5 — 90 »
1893, мая 6 — 60 »
1897, » 16 — 27
Отсюда следует пока заключить, что звезда γ Bootis
сложная, спектрально кратная, и следует искать периода
в лучевых скоростях.
Адъюнкт А. А. Белопольский читал следующее
(заседание 23 октября):
В прошлом заседания (протокол заседания 9 октября
с. г., § 320) я позволил себе обратить внимание
Отделения на особенность спектра звезды γ Bootis,
заключающуюся в двоении линий поглощения неизвестного элемента.
В коллекции звёздных спектрограмм, собранной мною
в Пулкове с 1893 г., нашлось несколько (около 10),

254
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
принадлежащих тому же спектральному подразделению I типа,
как и упомянутая γ Bootis, т. е. заключающих, кроме
широких водородных полос, ещё широкие и размытые, хотя
и слабые линии других элементов.
То обстоятельство, что подобные линии спектра γ Bootis
представляются по временам двойными (лучше с двумя
максимумами), побудило меня подвергнуть спектрограммы
сходных с ней звёзд тщательному изучению. Я применил
к ним способ подчёркивания слабых линий (см. Изв.
Академии наук, т. XII, № 2) и таким путём нашёл
несомненное двоение линий ещё в спектре звезды τ Cygni
(4m; a = 2lhllm; δ = + 37°360. Любопытно, что спектр
как γ Bootis, так и τ Cygni, кроме водородных, заключает
линии почти исключительно того же (или тех же)
элемента, и притом двоение замечается в линиях с
одинаковыми длинами волн.
Ещё в других двух звёздах: a Trianguli и μ Bootis —
замечается особенность дробления широких линий; однако
за отсутствием достаточного материала теперь установить
что-нибудь определённое я не берусь.
Лучевые скорости τ Cygni относительно Солнца,
поскольку можно судить по двум имеющимся
спектрограммам её, постоянны и равны 24 км\сек к Солнцу.
За отсутствием пока достаточного материала, трудно
решить, обусловливается ли упомянутая особенность
спектров тем, что каждый из них принадлежит двум светилам,
или тем, что одно светило обладает значительною скоростью
вращения около оси, или, наконец, особыми условиями
звёздной атмосферы.

О СПЕКТРЕ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН [3] *)
Летом 1905 г. я начал исследовать спектры солнечных
пятен и сделал несколько пробных снимков спектров ядер
пятен в области Η и К с помощью звёздного
спектрографа при 30-дюймовом рефракторе (III В).
Для сравнения на одной и той же пластинке снимался
спектр фотосферы вне пятна, но не дальше V от него по AR
(по прямому восхождению, — прим. ред.).
Обыкновенно спектр пятна получался посредине
пластинки, а к нему с двух сторон вплотную прилегал спектр
фотосферы. Для того чтобы лучше сравнивать оба спектра
между собой, я добивался одинаковой густоты обоих
спектров, для чего спектр ядра пятна экспонировался дольше.
Вследствие этого отчётливость линий в обоих спектрах
будет разниться только по существу. (Во всех случаях
употреблялись пластинки фирм Томас или Ильфорд сорта
Lantern.)
Для достижения равенства тонов двух спектров нужно
было в области Η и К экспонировать пятно от семи до
десяти раз дольше, чем фотосферу, а в области С — F
от двух до четырёх раз. Крайние фиолетовые части спектра
всегда менее густы в пятне, чем в диске, а крайние синие
части — наоборот, если средние равны.
Важную роль при этом играло качество изображений;
во время спокойных изображений можно было ожидать,
что на щели спектрографа попадут исключительно лучи
от ядра пятна. Во время волнующихся же изображений
или в присутствии Cirrus'oB на щель попадает много рас-
*) Доложено на заседании физико-математического
Отделения 8 ноября 1906 г.; опубликовано в Известиях Академии наук,
1906, серия V, т. XXV, № 1 и 2.

256
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
сеянного света, особенно, если размеры пятна невелики.
Контроль положения пятна на щели производился при
помощи 40-футового искателя при 30-дюймовом рефракторе.
В области Η и К хорошим критерием того, что данный
спектр принадлежит ядру пятна, служат блестящие линии Η
и К, которые в пятне одиночны, в спектре же диска вне
пятна вообще двойные. Поэтому первые исследования я
сделал именно в этой области.
К сожалению, дисперсия нашего спектрографа
сравнительно небольшая (особенно по сравнению с тем прибором,
которым наблюдает проф. Хел на Маунт-Вилсон), так что
многого от таких исследований ожидать нельзя.
Летом 1906 г. для тех же целей применён был новый
спектрограф № IV, собранный в пулковской мастерской.
Оптические части: три призмы работы Брешира, объективы
Штейнгеля. Длина камеры и коллиматора — 600 мм.
Камера может менять направление, так что последовательно
можно исследовать области спектра от λ, равной 380 т[А, до λ,
равной 520 ηψ. Минимум отклонения для λ равен 400 ш[а.
Призма перед объективом камеры поставлена так, что на
её первую поверхность попадают только синие и
фиолетовые лучи.
Головная часть камеры снабжена приспособлением,
позволяющим на одной и той же пластинке длиной в 12 см
получить от шести до восьми спектров. Это достигается
передвижением кассеты (спектры длиною до 30 мм).
Кассета, кроме того, может вставляться и передвигаться или
вдоль спектра или поперёк его. В первом случае
получается более длинный спектр; во втором получаются более
длинные линии. Это приспособление оказалось весьма
практичным. Для данных целей камера закреплялась в
положении, соответствующем линиям Η и К. На щели имеется
приспособление, подобное диафрагме.
Спектрограф IV обладает разделительною способностью,
примерно равною таковой же прибора Хиггса: все двойные
линии его малого атласа разделяются и нашим спектрографом.
Отчётливость линий удовлетворительна и позволяет
при измерении микроскопом пользоваться увеличением до
70 раз.

О СПЕКТРЕ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
257
В интервале λ = 392 m\i до λ = 400 ηιμ. для
вычисления λ служит следующая формула:
λ=323,968ο+(ι|«-)!,
где п.2 = 31,792 для λ2 = 396,3831 mjx.
Отсюда для вычисления скоростей служит формула:
тле (λ —323.97)1·5 .
100S = ^o ^2Ш 'dx'
Для облегчения вычислений составлена следующая
таблица:
Спектрограф IV Спектрограф III В
λ 100 S (dx =1) 100 S
390,0 тр.
390,5 »
391,0 »
391,5 »
392,0 »
392,5 »
393,0 »
393,5 »
394,0 »
394,5 »
395,0 »
395,5 »
396,0 »
396,5 »
397,0 »
397,5 »
398,0 »
398,5 »
399,0 »
399,5 »
400,0 »
400,5 »
401,0 »
401,5 »
0,981 ,
0,991
1,001
1,011
1,021
1,031
1,040
1,048
1,060
1,070
1,080
1,090
1,101
1,111
1,120
1,131
1,141
1,152
1,160
1,171
1,182
1,192
1,202
1,213
км/сек
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
*
1,094 /
1,108
1,122
1,135
1,147
1,161
1,175
1,189
1,202
1,216
1,230
1,244
1,258
1,272
1,285
1,299
1,313
1,326
1,340
1,353
1,367
ъм\сек
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
Для исследования выбирались пятна возможно больших
размеров и возможно большей черноты. Особенно
подходило для исследований большое пятно в периоде
равновесия, наблюдавшееся в начале и в конце июля 1906 г.
Размеры пятна вполне исключали возможность суперпозиции
17 Зак. 1719. А. А. Белопольский

258
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
спектра его со спектром диска вследствие волнения
изображений. Ядро было свободно от светлых мостов. Погода
позволила наблюдать 2, 3, 5 и 6 июля. Исследованы также
были большие пятна 28 июля, 1, 2 и 3 августа того же года.
Исследованы спектрограммы всех оттенков, т. е. и те,
где спектр пятен слабее спектра диска, и те, где
оказалось обратное.
При исследовании оказалось, что спектрограммы 1905 г.
могли послужить только для измерения положения линий
спектра пятен. Спектрограммы 1906 г., кроме того,
послужили для оценки различия вида линий в спектрах пятна
и диска.
Под микроскопом при увеличении от 27 и до 70 раз
делались непосредственные сравнения линий. Большею
частью в случае одинаково выдержанных спектрограмм
разница выражалась в том, что линии в спектре пятна
были яснее, прозрачнее, резче, чем в спектре диска.
Если густота спектра пятна менее густоты спектра
диска, то линии казались шире, и наоборот, многие из
них являлись тоньше в густом спектре пятна и шире
в менее густом спектре диска. Заметки, касающиеся
оценки линий, сводились к следующим:
d — отчётливее, b — шире, s — слабее, тоньше, ν —
размытее.
На пластинках наиболее удачных удавалось делать
оценку каждого из четырёх обозначений по шкале от
1 до 5, причём за норму наивысшей разницы принималась
линия λ = 393,00 ηψ, которая в спектрах всех пятен резко
бросалась в глаза своим отличием от вида той же линии
в спектре диска. Эта линия в спектре пятна делалась
одинаково резкой с линией 392,8783 ηψ атласа Хиггса
при оценке 5.
Результаты таких оценок помещены в табл. II, столб. 1.
На удачных же снимках при разнице в ширине делались
измерения её, и ниже я привожу разницу для некоторых
линий (табл. III). Замечу здесь, что заметная линия
λ = 341,47 ηψ, наблюдаемая в пятне 1906 г., августа 3,
не видна и в атласе Хиггса. Точно так же нет в Солнце
(или не видна по слабости) линии λ = 395,25 ηψ.

О СПЁКТ^Ё СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
25S
По табл. I оценки разницы линий собраны для каждого
числа все вместе, так что если на снимках данного числа
оказалось, что данная линия обозначена буквой d на всех
снимках, то перед буквой приписывался коэффициент,
например, Ad означает, что линия представлялась в спектре
пятна четыре раза яснее или резче, чем в спектре диска.
Затем сосчитаны были коэффициенты каждого обозначения
за все дни наблюдений, и повторяющиеся не менее трёх
или оценённые числом три собраны в одну таблицу, из
которой наглядно видно, какие линии несомненно разнятся
по виду в спектрах пятна и диска, или какие разнятся
наиболее от соответствующих линий диска (табл. II).
Над графой, соответствующей каждому снимку,
помещена оценка сравнительной густоты сравниваемых
спектрограмм— пятна и диска — в главных чертах. Подробности
же оценки, кроме того, даются в следующем описании
спектрограмм:
1906 г., июля 2, пластинка 9
1. Спектр пятна слабее спектра диска; экспозиция 58
и Is, т. е. пятно экспонировалось 5s, а диск Is.
2. Спектр пятна немного слабее спектра диска; разница
заметна в фиолетовом конце; экспозиция 6s и Is.
3. Спектры почти одинаковы; спектр пятна чуть слабее;
экспозиция 7s и Is.
4. Фиолетовый конец спектра пятна чуть слабее спектра
диска, остальные части одинаково густы в обоих
спектрах; экспозиция 8s и Is.
5. Спектр пятна гуще спектра диска, даже в
фиолетовом конце; экспозиция 9s и Is.
6. Спектры пятна и диска совершенно одинаковы;
экспозиция 10s и Is.
7. Спектры пятна и диска совершенно одинаковы;
экспозиция IIs и Is.
8. Спектр пятна гуще спектра диска; экспозиция 12s
17*

260
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
Июля 2, пластинка 11
4. Спектр пятна чуть слабее спектра диска;
экспозиция 8s и Is.
5. Спектр пятна у фиолетового конца немного слабее
спектра диска; остальные части спектров одинаково
густы; экспозиция 9s и Is.
6. Спектр пятна немного слабее спектра диска;
экспозиция 8s и Is.
Июля 4, пластинка 9
1. Фиолетовые концы обоих спектров одинаково густы.
От линии Η до синего конца спектр пятна гуще
спектра диска; экспозиция 7s и Is.
2. То же самое; экспозиция 8s и Is.
3. Фиолетовый конец спектра пятна немного слабее
спектра диска; от Η до синего конца оба спектра
одинаково густы; экспозиция 9s и Is.
4. Фиолетовые концы обоих спектров одинаково густы;
от линии Η до синего конца спектр гуще спектра
диска; экспозиция 10s и Is.
5. У фиолетового конца спектр пятна чуть слабее
спектра диска; между Η и К оба спектра одинаковы;
экспозиция IIs и Is.
6. У фиолетового конца оба спектра одинаково густы;
между линией Η и синим концом спектра спектр
пятна гуще; экспозиция 12s и Is.
7. Спектр пятна немного слабее спектра диска у
фиолетового конца; экспозиция 9s и Is.
10. Спектр пятна слабее спектра диска; экспозиция 8s
и Is.
Июля 5, пластинка 1
1. Спектр пятна немного слабее спектра диска у
фиолетового конца. Между линией Η и синим концом
спектр пятна гуще спектра диска; экспозиция 7s и Is·

О СПЕКТРЕ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
261
2. Спектр пятна слабее спектра диска; экспозиция 8s
и Is.
3. Спектр пятна слабее спектра диска у фиолетового
конца. У синего конца значительно гуще;
экспозиция 9s и Is.
4. Спектры пятна и диска одинаковы у фиолетового
конца; у самого края пластинки (синий конец спектра)
спектр пятна гуще спектра диска; экспозиция 10s
и Г.
5. Спектр пятна всюду гуще спектра диска;
экспозиция IIs и Is.
6. Спектр пятна гуще спектра диска, особенно у
синего конца; экспозиция 12s и Is.
7. Спектры пятна и диска одинаковы у фиолетового
конца. Спектр пятна немного гуще спектра диска
у синего конца; экспозиция 9s и Is.
Июля б, пластинка 1
1. Спектр пятна от фиолетового конца до линии Η
густ. Между Η и синим концом передержан;
экспозиция 7s и Is.
2. Оба спектра одинаковы; экспозиция 8s и Is.
Июля 28, пластинка 12
1. Спектр пятна слабее спектра диска от пяти до
восьми раз; экспозиция 7s и 7s.
2. Спектр пятна слабее спектра диска; экспозиция 8s
и 8s.
3. Спектр пятна гуще спектра диска; экспозиция 9s и Is.
4. Спектр пятна гуще спектра диска; экспозиция 10s и Is.
Августа 2, пластинка 14
1. Спектр пятна немного слабее спектра диска;
экспозиция 7s и Is.

262
Α. Α. ВЕЛОПОЛЬСКИЙ
4. Спектры почти одинаковы; экспозиция 8s и Is.
7. Спектр пятна гуще спектра диска, особенно у си-
. него конца; экспозиция 10s и Is.
8. Спектр пятна вдвое гуще спектра диска; а у
синего конца ещё гуще; экспозиция 9s и Is.
Августа 3, пластинка 9 (пластинка Ильфорд)
2. Спектр пятна чуть слабее спектра диска;
экспозиция 8s и 2s.
3. Спектры одинаковы; экспозиция 9s и 2s.
4. Спектр пятна немного гуще спектра диска;
экспозиция 10s и 2s.
5. Оба спектра одинаковы; экспозиция IIs и 2s.
6. Между линией Η и синим концом спектр пятна гуще;
экспозиция 12s и 2s.
7. Спектр пятна немного гуще спектра диска;
экспозиция IIs и 2s.
8. Оба спектра одинаковы; экспозиция 10s и 2s.
9. Спектр пятна слабее спектра диска; экспозиция 9s
и 2s.
Исследование смещения линий произведено по
измерению положения линий в спектре пятна относительно
линий в спектре диска; оба спектра на пластинках прилегают
так близко один к другому, что введение поправки за
кривизну делать не приходилось. Измерения производились
при увеличении микроскопа от 25 до 70 раз, смотря по
резкости спектрограммы и притом независимо в двух
направлениях, т. е. один раз кладя пластинку направо синим
концом, а другой раз фиолетовым концом спектра, Разницы
в результате не получалось. Знак-]- обозначает по
обыкновению смещение к красному концу спектра. Что касается
"точности самого измерения, то средняя ошибка из двух
установок была ±0,14 = ±0,00018 гп[а (см. табл. IV).

О СПЕКТРЕ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН 263
Если считать колебания числовой величины смещения
одной и той же линии на разных снимках одного и того
же пятна не как что-либо реальное, а зависящее от ошибок
определения, то средняя ошибка каждого смещения получится
±0,00057 тр., а среднее из четырёх определений будет
около ±0,0003 m\i.
Резюмируя полученные результаты относительно
смещения линий, получим:
Спектрограф III В
1905, июня 13 Δ == + 0,00062 my. 3 снимка
» 14 +0,00046 » 2 »
» 25 +0,00056 » 2
» 27 +0,00016 » 2
июля 7 —0,00016 » 3 »
Спектрограф IV
1906, июля 2 Δ = + 0,00035 ιημ 5 снимков
» 3 +0,00057 » 3 »
августа 1, 1-е —0,00005 » 6 »
пятно
» 1 2-е —0,00004 » 6 »
» 2 1-е +0,00017 » 4 »
» 2 2-е —0,00007 » 2 »
На каждом снимке измерялось в среднем по 14 линий.
По резкости линий следует отметить пластинки, полученные
2-го и 3-го июля.
Сопоставление по линиям дало небольшое смещение
в сторону к красному концу спектра. Из 28 линий в среднем
получилось смещение = =!ζ 0,00020 m\i ± 3,9 *) (в единицах
последнего знака) (табл. V). Нужно заметить, что вообще
смещения мерить весьма трудно, ибо всегда возможны
смещения от многих причин чисто инструментального
свойства. Если определить смещение только по одним
линиям железа, то получим Δλ = + 0,00017 ηψ.
Считая последнее Δλ реальным, можно, пожалуй, сделать
некоторые заключения относительно плотности массы в
пятнах. Именно, Хамфрей нашёл, что линии железа от
вольтовой дуги в воздухе под давлением 37 атмосфер смещены
*) Средняя ошибка.

264
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
к красному концу. Если взять линии в той же области
(от λ = 390 πιμ до λ = 550 ιτιμ,), в какой определял я
смещение в спектре пятен, то получается в среднем
Δλ = + 0,0100 mjx*),
^так что можно было бы думать, что вещество в пятне
находится под большим давлением на 3/4 атмосферы, чем
в фотосфере. Конечно, приходится пренебречь условиями
температуры. Нужно заметить, что влияние температуры
на вид и положение линий до сих пор исследовано мало.
В обширной работе Голицына и Виллипа о спектрах брома,
только что появившейся, нет положительных указаний даже
на знак смещений линий как в спектре поглощения, так
и в спектре лучеиспускания; а между тем, температура
менялась при опытах до 1280°. (Изв. Ак. наук 17, № б;
19, № 9; и Кайзер, Hd. d. Sp.).
Блестящие одиночные линии Η и К внутри пятен
измерялись относительно середины компонентов на диске и
относительно линий λ = 393,04 mjx и λ = 396,38 m|x.
Следующие смещения даны в обычном смысле.
Спектрограф ^ н
IIIВ * п
1905, июня 14 № 1 Δλ = + 0,0039 тц — 0,0023 ιημ
2 +0,0030 » —0,0028 »
» 25 1 +0,0045 » —0,0030 »
2 +0,0043 » —0,0006 »
» 27 1 +0,0164 » +0,0007 »
2 +0,0106 » —0,0027 »
Спектрограф IV
1 Δλ = —
2 —
3 —
4 —
5 +
6 +
7 —
0,0031 Ιϊΐμ
32 »
17 »
01 »
08 »
14 ».
08 »
— 0,0018 ιημ
— 24 »
— 18 »
+ 02 »
— 02 »
— —
— —.
*) Ар. J. 22, № 3

О СПЕКТРЕ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
265
1906,
Спектрограф IV
июля 2
июля 3
июля 5
августа 1
» 2
№
№
№
№
7 макс
8
9
10
11
1
2
3
4
5
6
/
1
2
3
4
5
1
2
3
1
К
. — 0,0062 1
—
—
+
+
+
+
+
—
+
+
+
+
+
+
-Н
+
+
06
50
24
56
14
11
01
24
11
20
20
24
20
24
05
08
36
34
08
49
тр
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
»
>/
»
»
»
»
»
»
»
Η
—
+ 0,0006 тр.
—
+
—
+
+
+
+
—
+
+
+
15 »
12 »
0 »
—
02
21 »
15 »
33 »
11 »
—
15 »
—
0
15 »
—
24 »
—
26 »
21 »
Отсюда видно, что в одном и том же пятне в один и
тот же день положение линий Са меняется слегка, что,
вероятно, обусловливается главным образом оценкой
середины линии при наведении на неё нити прибора; зачастую
в них заметны максимумы блеска, расположенные
несимметрично относительно краёв линий. Большое смещение
такого максимума на снимках 27 июня 1905 г. и 2 июля (7, 9 и 11)
могло быть обусловлено движением вещества со скоростями
от 4 до 13 км/сек. Влияние давления едва ли возможно в
данном случае, так как одиночность линий, судя по
лабораторным опытам, обусловливается малым количеством вещества.
Замечу, что большое смещение К на снимке 27 июня
могло получиться оттого, что измерения производились
от линии λ = 392,61 тр., между тем как в остальных
случаях— от линии, равной 393,04 т[х.

ОТДЕЛ ШЕСТОЙ
ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРОВ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ
ТУМАННОСТЕЙ
ЗВЁЗДЫ И ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ТУМАННОСТИ [1J *)
Как известно, сопоставление средних скоростей
движения звёзд показывает ту особенность, что кажется, будто
все звёзды движутся от Солнца: скорость Солнца
получается меньшей, если пользоваться звёздами, которые
находятся в направлений апекса, и большей для звёзд вблизи
антиапекса.
Величина (средняя) скорости, как известно, получается
разной, если для её вычисления пользоваться звёздами
различных спектральных типов, а именно, скорость для
звёзд типа В примерно в 3—5 раз больше, чем для звёзд
типов А и М, и в· 30—50 раз больше, чем для звёзд
типов F, G, К.
С другой стороны, известно, что средние расстояния
звёзд различных типов различны: звёзды типа В наиболее
удалены; ближе лежат звёзды типов А, М. Ближайшими
оказываются звёзды типов F, G, К. Совсем недавно
появились исследования большого числа спиральных туманностей
при помощи мощных американских инструментов (Е.
Hubble, Com. Nat. Ac. Si., № 105). Эти исследования
показали, что расстояния спиральных туманностей (от Солнца, —
прим. ред.) значительно больше, чем всех остальных
небесных объектов.
*) А. N. 236, 258. Перевод с немецкого О. А, Готт,

ЗВЁЗДЫ И ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ТУМАННОСТИ 267
Спектральные исследования этих объектов показали,
что они по большей части (41 из 46) также движутся от
Солнца, что их скорости велики и что величина последних
возрастает с расстоянием. Всё это соответствует тому,
что нам раньше было известно про звёзды.
Если считать, что направление и величина движения
определяются смещением спектральных линий по принципу
Допплера, то нужно говорить о скоростях.
Но если мы будем рассматривать смещение
спектральных линий только как таковое, то мы должны иметь дело
со светом, как с таковым (как указывалось, обычно
наблюдаются положительные смещения), т. е. С' увеличением
длин волн или с уменьшением частоты.
В этом случае получается, что ближайшие к нам
небесные объекты показывают меньшее уменьшение числа
колебаний, чем наиболее удалённые, и что это уменьшение
растёт пропорционально расстоянию. Иначе говоря, если
источник излучает квант /h>, то наблюдатель на расстоянии г
от источника получит квант —.
Таблица, приведённая ниже, содержит округлённые
данные для всего, о чём говорилось выше.
Типы
F, G, К
Ά, Μ
В


галактические

туманности
π
0",
),о
0,0
02
1
05
•
г
(парсек)
50
100
200
0,4. 106
1,0-106
1,9- 106
7 -106*
V
(км/сек)
+ 0,1
+ 1,4
+ 5 ■
+ 250
+ 520
+ 850
+ 3910
ΔλΑ
+0,001
+0,02
+0,07
1
+3,6
+7,2
+ 13
+56
Δν
0,0
-4.1015
— 1Ы015
— 556- 1015
— 1130.1015
— 2060. 1015
— 8800.1015
η J
(округл.)
1000
700
300
10
1
Числа взяты у Каптейна, Кампбелла и Хабла; Δν
обозначает уменьшение числа колебаний (частоты),
вычисленное по ΔλΑ; η — число объектов.

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПИРАЛЬНЫХ
ТУМАННОСТЕЙ [2] *)
Как известно, статистическое исследование собственных
движений неподвижных звёзд, а также их лучевых
скоростей позволило определить направление движения Солнца.
Числовые значения координат апекса в круглых числах
таковы: α = 270°, δ = —|- 30°. Скорость движения Солнца
в этом направлении принимается равной 19,5 км/сек;
таков результат на основании всех звёзд, до сих пор
исследованных.
Одшко, отдельные определения, основанные на
специальных группах звёзд, дают иные значения скорости
Солнца, и эти значения отличаются от вышеприведённой
на величину, превышающую возможные ошибки
определения скорости. Особенно подчёркивается разница между
числовыми величинами получаемых скоростей, если разбить
звёзды на две группы: одну группу составить из звёзд,
расположенных вблизи апекса, а другую группу — вблизи
антиапекса. Первая группа даёт для скорости Солнца всегда
меньшую числовую величину, вторая группа — большую;
соответственно получается: υ = 18 км\сек и ν = 28 км/сек.
Если ещё разобьём звёзды на группы по их
спектральному типу, то также получаются значения скорости
движения Солнца, более или менее разнящиеся по
величине, но всегда эта скорость по группам, расположенным
около апекса, получается меньше, чем по звёздам,
группирующимся около антиапекса. Половину этой разности
принято обозначать буквой К.
*) Русский Астрономический календарь (ежегодник), 1930.

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПИРАЛЬНЫХ ТУМАННОСТЕЙ 269
В табл. I для звёзд разных типов даны: числовые
значения скорости Солнца, определённые по звёздам,
расположенным около апекса и антиапекса, значения К и
параллаксы групп звёзд*).
Таблица I
Тип
Апекс
Антиапекс
К
Число
звёзд
Параллакс
В
А
F
С
К
Μ
План.
туманн.
км/сек
17,8
17,0
19,4
18,8
17,7
21,4
31
км/сек
27,6
20,3
20,0
18,4
18,3
22,8
1 27
км/сек
+ 4,9
+ 1,7
+ 0,3
-0,2
+ 0,3
+ 0,7
+ 2
Из приведённой таблицы видно с достаточной ясностью,
что значение числа К тесно связано с расстоянием звёзд
и что К возрастает с расстоянием. Знак его плюс, т. е.
в среднем все звёзды как бы удаляются от Солнца.
XX век сделал большой шаг вперёд: найдены новые
методы определения расстояний светил, и притом таких
больших расстояний, которые старому тригонометрическому
способу совсем недоступны.
Эти методы основываются на непосредственном
определении абсолютной яркости светил. Зная её и определяя
видимую яркость, получают по очень простой формуле
величину параллакса и, следовательно, расстояние светила
в принятых единицах (парсеках).
Один из наиболее замечательных методов определения
абсолютной яркости — это определение периода
переменных звёзд типа цефеид. Оказывается, что период изменения
*) Таблица взята из Publ. Lick. Obs., v. XIV, 1928;
параллаксы— из книги Эддингтона «Stellar movements».
284
500
200
244
687
234
0",0068
0 ,0061
0 ,01
0 ,016
0 ,022
0 ,022
0 ,011
0 ,0062

270
Α. Α. ЁЕЛОПОЛЬСКИЙ
блеска цефеид близко пропорционален абсолютной яркости;
табл. II показывает связь между lgP(P — период изменения
яркости) и Μ — абсолютной яркостью.
Таблица II
igP
+ 2,1
+ 2,0
+ 1,8
+ 1,6
+ 1,4
Μ
— 7,1 вел
6J
6,0
5,3
4,6
\gP
+ 1,2
+ 1,0
+ 0,8
+ 0,6
+ 0,4
Μ
3,9 вел.
3,2
2,4
1,8
1,4
\gP
• +0,2
0,0
— 0,2
-0,4
— 0,6
Μ
1,0 вел.
0,6
0,4
0,3
0,3
Определив абсолютную яркость Μ таким способом,
получаем параллакс по формуле: lgir = 0,2(Ai — т)—1;
здесь π—параллакс, т — видимая яркость, выраженная
в звёздных величинах.
Мы не будем останавливаться на других методах
определения расстояний светил. Все они были применены при
определении таких, недоступных прежнему
тригонометрическому методу, расстояний, какими являются расстояния
спиральных туманностей.
Мощные современные телескопы разложили
значительное число таких туманностей на отдельные звёзды. Среди
этих звёзд оказались переменные типа цефеид, т. е.
подлежащие новому способу определения расстояний.
С другой стороны, эти же мощные приборы дали
возможность исследовать спектр спиральных туманностей,
указать тип и определить смещение спектральных линий.
В появившейся недавно брошюре Хабла (Hubble) под
названием «Relation between Distanse and Radial Velocity
among Extragalactic Nebulae» (Comm. to the Nat. Ac. of
Sc, № 105) собрано 46 туманностей, обследованных
достаточно хорошо, чтобы указать на поразительную зависимость
числовой величины смещения спектральных линий от
расстояния туманности: числовая величина смещения
увеличивается в зависимости от расстояния туманности,'при
этом у 41 из 46 туманностей это смещение наблюдается

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПИРАЛЬНЫХ ТУМАННОСТЕЙ 271
в сторону красного конца; такое смещение принято
обозначать знаком плюс (-}-) (см. табл. III).
Таблица III
Спиральные туманности
Груп-
па
Расстояние
(в тыс.
парсек)
Смещение

Группа
Расстояние
(в тыс.
парсек)
Смещение
30
200
275
610
673
+ 60 км/сек]
+ 35
-117
+ 390
+ 200
900
1060
1400
1637
•519 км\сек\
•747
•763
729
В каждой группе собрано около пяти определений
Если отложим по оси абсцисс расстояния в тысячах
парсеков, а по оси ординат смещения в км]сек, указанные
в этой таблице, то получим такой
график (рис. 1).
Обыкновенно смещение
спектральных линий рассматривается
как следствие движения светила
по лучу зрения. Но, вообще
говоря, могут существовать и
другие причины такого смещения, и
мы можем рассматривать всякое
смещение линий как следствие двух причин: 1) скорости
движения (принцип Допплера) и 2) как следствие
неизвестного фактора. Если обозначим общее смещение через Δλ,
то Δλ = Δ1λ-|-Δ2λ.
Мы уже видели, что при определении скорости Солнца
по смещению линий в спектрах звёзд нашей Галактики
обнаружился загадочный член, который мы обозначили
через /С Величину смещения, по которой вычислено /С,
можно отнести именно на долю Δ2λ нашей формулы.
Если приложить метод определения скорости движения
Солнца на основании лучевых скоростей, определённых для
спиральных туманностей, то в уравнения, служащие для

272
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
этого, необходимо также ввести величину /С, т. е. ν = ν0-\-Κ
(у0 — скорость Солнца). Однако, на основании сказанного
о явной зависимости величины смещения от расстояния
светила приходится ввести расстояние в написанное
равенство или как множитель при ν0 или при /С Естественно
принять этот множитель при К. Мы видели, что для звёзд
нашей Галактики уже заметно влияние расстояния на
величину К\ для расстояний, характеризуемых параллаксом
π = 0",006 (около 200 парсек), /(=\-|-5 км\сек, что
о
соответствует смещению Δλ = -|-0>07Α· Для спиральных
туманностей при расстояниях в миллионы парсеков
о
К= 500 км/сек, что соответствует Δλ = 7А.
Отсюда получается общее выражение для смещения
спектральных линий: Δλ = Δ1λ-[-/(>)Δ2λ, где/(г)—пока
неизвестная функция расстояния.
Итак, расстояние светящегося источника оказывает
какое-то влияние на световую волну, увеличивая ее' длину;
иными словами, на расстоянии утрачивается некоторое число
колебаний.
С точки зрения квантовой интерпретации света можно
прийти к заключению, что если источник света испускает
квант /zv (/ζ— постоянная Планка, ν — число колебаний
в секунду), то наблюдатель на расстоянии г воспринимает
квант /zv', где ν'— некоторая функция расстояния.
Таблица IV
Расстояния и смещения спектральных линий светил
Типы
F, G, К
А, Μ
В
[ Спи-
F — G 1 Ральн·
\ туман-
1ности
π
0",02
0 ,01
0 ,05
г
50
100
200
0,4-106
1,0.10*
1,9- 10*
7 .101
К
км/сек
+ 0,1
+ 1,4
+ 5
+ 210
+ 520
+ 850
+ 3900
А
+0,001
+0,002
+0,07
+з
+7
+ 13
+56
Δν
0
— 4.1015
— ΙΙ.ΙΟΐδ
— 560.1015
-1130-1015
— 2100-1015
— 8800.1015
N
1000
700
300
10
7
1

НОВЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПИРАЛЬНЫХ ТУМАННОСТЕЙ 273
В табл. IV сопоставлены: типы, параллаксы,
расстояния (г) в парсеках, член /С, выраженный в скоростях, он же
о
в ангстремах (А) для линии Ηγ (λ = 4341 А), разность,
т. е. утрата Δν колебаний, и число N использованных
объектов. Из статьи Хабла взяты те данные, которые
относятся к туманностям, для которых расстояния определены
наиболее надёжно; к ним присоединена одна туманность,
для которой Юмасоном (Humason) получено смещение
в 56 А. Все числа округлены.
Значение функции /(г) при члене К или Δ2λ можно до
некоторой степени указать, исходя из хорошо
определённых числовых величин для звёзд типа В и значения К на
единице расстояния для спиральных туманностей. Именно,
расстояние спиральных туманностей в 106 парсек больше
расстояния звёзд типа В, т. е. 200 парсек, в 5000 раз;
член К для спиральных туманностей в 100 раз больше, чем
для звёзд типа В; отсюда выходит, что 100 = 1^5000 · ]/2,—
закон параболы.
г^е^^^^з?^

ОТДЕЛ СЕДЬМОЙ
ДОКЛАДЫ
СОВРЕМЕННЫЕ ЗАДАЧИ АСТРОНОМИИ.
РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД [1J *)
Подготовляясь к сегодняшней речи, мне пришлось
ознакомиться с речами авторов, принятых мною за образец.
Оказалось, что добрая половина их начинается с извинения
перед слушателями в том, что они не в состоянии
выполнить в назначенный для сего промежуток времени
обещанного в заголовке. Чтобы не быть исключением, позвольте
и мне начать так же, т. е. извиниться в том, что я не
в состоянии буду изложить не только всех задач
современной астрономии, но с большим трудом справлюсь, вероятно,
только с двумя задачами, правда, столь же старыми, как
сама человеческая культура.
Позвольте мне заняться на сегодня задачами о
расстоянии и движении звёзд. Теперь как раз время подвести
итог тому, что сделано в этой области, чего достигли и
что ещё остаётся сделать. Повторяю, это подобает сделать
именно теперь, когда благодаря технике и остроумным
приёмам мы постигаем невидимое в звёздном мире и этим
как бы сокращаем расстояния от нас до бесконечно
удалённых светил. Наша эпоха в этом отношении представляет
*) Речь, читанная в торжественном собрании Академии наук
29 декабря 1912 г.; опубликовано в Известиях Академии наук,
1913, серия VI, т. VII, № 3.

расстояния и движения звёзд
275
новый шаг вперёд со времени Галилея, впервые увидавшего
до него невидимое в звёздном мире. В то время как до
Галилея невооружённым глазом видели звёзды лишь до пятой
и в крайних случаях до шестой величины, после этой
эпохи при помощи зрительных труб, которые постоянно
совершенствовались, стали видеть светила, дотоле
невиданные: спутники планет, звёздные скопления,
туманности; разбили Млечный Путь на бесчисленные звёзды
и т. д.
Настоящая эпоха (считая с середины прошлого столетия)
прибавила ещё такой невидимый мир, которого никакими
оптическими инструментами увидеть нельзя. Мы стали
его зрителями и исследователями благодаря
фотографии, спектральному анализу и болометрическому
методу.
Если, увеличивая диаметр стекла или вогнутого зеркала,
мы увеличиваем возможность проникновения глазом в
глубину невидимого мира, то этому скоро настанет конец.
При данных размерах оптического прибора глаз при самых
благоприятных условиях ничего больше увидеть не может,
даже если он будет усиленно стараться подглядеть за
пределы ему доступного*).
В этом отношении он не сравним с фотографией: она
обладает драгоценным свойством накапливать лучистую
энергию, и при достаточно длинной экспозиции
фотографической пластинки в фокусе стекла или зеркала она
обнаруживает присутствие в пространстве тела, для усмотрения
которого глазом не хватило бы даже колоссальных
оптических инструментов. Другое мощное подспорье в
постижении невидимого — это спектральный анализ. Благодаря ему
мы не только видим тела, но и видим их химический
состав и даже видим, как тела эти движутся, причём
выражаем скорости движения в километрах [в секунду].
Благодаря этому методу обнаружились многочисленные
*) Ламберт делает расчёт, какую трубу нужно соорудить,
чтобы увидеть отдалённейшие звёзды Млечного Пути, и находит,
что диаметр зеркала должен быть 300 футов (43 сажени), а
фокусное расстояние около одной версты длиною.
18* Зак. 1719. А. А. Белопольский

276
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
системы миров, поразительных с точки зрения небесной
механики.
Перечислением всего этого мне хотелось только
подчеркнуть знаменательность нашего времени и
справедливость запроса по поводу тех двух задач, рассмотрением
которых я задался на сегодня.
Что внесли все эти остроумные методы в вопрос о
расстоянии светил?
Вопрос этот старый. Наши предки во времена,
отдалённые от нашей эры, считали, что звёздный мир повсюду
на одинаковом расстоянии от Земли.
Хотя уже в III в. до н. э. греческие учёные высказывали
мнения, во многом сходные с учением Коперника (Гераклит,
Аристарх Самосский), однако, учение это не было
поддержано, и вопрос- о расстоянии неподвижных звёзд, тесно
связанный с представлением вселенной в духе Коперника,
совсем не поднимался. Только через восемнадцать веков
представление это возникло вновь и запечатлено в
бессмертном творении Коперника (1472—1543).
Учение Коперника сейчас же выдвинуло вопрос о
расстоянии неподвижных звёзд, ибо если Земля описывает
около Солнца замкнутый путь, то созвездия должны иметь
с разных точек этого пути неодинаковый вид. Это было
пробным камнем коперникова учения. Так как из
наблюдений Тихо Браге (1546—1601) оказалось, что не только
созвездия не меняют вида, но даже звёзды в течение года
не меняют своего положения в пределах одной минуты дуги,
то Тихо Браге отверг систему Коперника и предложил
свою собственную, по которой Земля оставалась
неподвижной. Однако, последующие астрономы-наблюдатели не
бросили идеи Коперника. Звёзды могли не менять своего
положения в течение года также от того, что они слишком
далеки, чтобы тогдашние измерительные инструменты могли
это заметить. В самом деле, движение Земли должно было
отразиться на положении светил подобно тому, как близкий
к нам предмет кажется перемещающимся относительно
отдалённого, если мы движемся сами, и чем дальше
близкий предмет от нас и ближе к отдалённому, тем менее
и медленнее его перемещение. Это видимое перемещение

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
277
наблюдаемого предмета называется параллактическим, а
кажущийся угол перемещения — параллаксом*).
При очень далёких предметах уже нужны точные
инструменты, чтобы заметить это явление. Так, если
предмет на расстоянии 7 верст, то, чтобы заметить его
перемещение инструментом, точность которого 1', нужно
наблюдателю переместиться не менее как на 1 сажень.
Если Тихо Браге не замечал изменения положения в 1',
то, значит, расстояние звёзд больше чем в 3438 раз
расстояния Земли от Солнца**).
*) Если предмет находится между наблюдателем и другим
бесконечно далёким предметом, то при движении наблюдателя
по базису вперёд и назад предмет будет видимо смещаться
относительно бесконечного, и если смерить длину базиса и смещение
предмета, то можно найти его расстояние. Примером может
служить Луна в полнолуние вблизи горизонта. Если успеть
переместиться, пока Луна не изменит своего положения на горизонте,
так, чтобы предмет видимо перешёл от одного края Луны до
другого, то для получения расстояния земного предмета нужно
длину базиса помножить на 115, так как угол, на который предмет
видимо переместится, равен 1/2°. То же относится к двум звёздам,
близкой, более яркой, и бесконечно далёкой, слабой. Базисом
служит диаметр земной орбиты.
**) Звезда отражает земную орбиту так, что она в течение
года описывает или прямую линию, концы которой от середины
отстоят в зависимости от расстояния светила (чем ближе, тем
больше), или эллипс, или круг, смотря по тому, находится ли
[она] в плоскости эклиптики, вне, или в полюсе её.
Некоторые заключения о годичном параллаксе звёзд можно
сделать по тем узлам, которые планеты описывают на небесном
своде в известные периоды. Так, Марс описывает узел диаметром
в 18°, Юпитер в 10°,5, Сатурн в 7°, Уран в 4°, Нептун в 2°,5.
Эти узлы суть главным образом отражение движения Земли
по эклиптике, и по мере удаления планет от Солнца отражение
это становится всё меньше и меньше.
Соответственные расстояния Узел
Марс 1,52 18°
Юпитер 5,20 10,5
Сатурн 9,54 7
Уран 19,19 4
Нептун 30,07 2,5
75' 1'
1000 3',4
10 000 20"
100000 2"

"27.8
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Нужно было усовершенствовать инструменты и методы
наблюдений, что и последовало весьма скоро после Тихо
Браге. Уже в конце XVII в. Флемстид своими новыми
точными приборами (часы, квадранты с оптической трубой)
довёл точность определения положения светил до 10". Его
попытки в Гриниче ([обсерватория в Гриниче] основана
в 1675 г.), однако, не увенчались успехом. Он нашёл какие-
то движения с периодом одного года,, но не мог угадать
причины их.
Так же безуспешны были попытки найти годовой ход
в положении звёзд от параллакса со стороны Гука (1669),
Молине (1701) и Брадлея.
Как известно, эти три наблюдателя применяли зенитный
сектор с весьма длинным фокусом (Гук — 36 футов,
Молине — 24 фута). Такая труба давала большое
увеличение и, будучи направлена всегда в зенит, мало подвергалась
разным случайным влияниям и рефракция не влияла на
положение светила. Этим инструментом точность определения
положения звезды доведена была до 1", так что годичный ход
с таким периодом уже не мог ускользнуть от наблюдателя.
Гуку не удалось долго проследить положения звезды,
так как объектив был разбит вскоре после установки.
Молине и Брадлей выбрали звезду γ Дракона и стали
систематически следить за ней. К их удивлению, звезда
стала удаляться от своего первоначального положения
в сторону, противоположную той, куда ей следовало
переместиться под влиянием годичного параллакса. Следя далее,
они нашли, что звезда ушла на 20" от начального
положения через четверть года, затем вернулась к
первоначальному положению, перешла на противоположную сторону
тоже на 20" и через год опять вернулась к
первоначальному положению. Таким образом был открыт какой-то
годовой ход в положении звезды, однако совершенно не
согласовавшийся с параллактическим*).
Глубокий ум Брадлея объяснил это явление, названное
им аберрацией звёзд, в связи со скоростью распространения
*) Из тех же измерений Брадлей нашёл ещё другой ход
в положении звезды с более длинным периодом, названный
нутацией,

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
279
света. Явление это, как и параллакс, есть одно из лучших
доказательств системы Коперника, ибо показало, что Земля
движется и скорость этого движения не исчезающе мала
сравнительно со скоростью света, которая уже тогда была
известна по наблюдениям Рёмера. Замечу вскользь, что
открытие Рёмера нужно причислить к величайшим в науке, ибо
оно привело к неисчислимым весьма важным заключениям.
Таким образом, даже такая высокая точность, какую
достиг Брадлей в своих наблюдениях, не обнаружила
годичного параллакса. Отсюда л'ожно было вывести только одно
заключение, что звезда γ Дракона во всяком случае более
чем в 200 000 раз дальше от Солнца, чем Земля.
Прежде чем перейти к следующим пробам определения
годичного параллакса, укажу на попытки иным способом
судить о расстоянии звёзд, сделанные впервые знаменитым
Гюйгенсом (1629—1695). Он полагал, что различный блеск
зависит от различных расстояний их от нас. Если в среднем
все звёзды того же порядка блеска, что и наше Солнце,
то спрашивается, как нужно удалить его, чтобы кажущийся
блеск уменьшился до блеска звезды 1-й величины. Так,
по Гюйгенсу, Сириус должен находиться на расстоянии
28 000 радиусов земной орбиты.
Ламберт (1728—1777) тем же путём заключает, что
ближайшая звезда должна быть в 500 000 раз дальше
Земли от Солнца *).
Следующий шаг в попытках определения годичного
параллакса был сделан, когда инструменты значительно
усовершенствовались и изменился метод. Нужно было или
устроить так, чтобы измерения положения звезды в течение
года не зависели от аберрации, нутации, прецессии, или
изучить их и освободить положение звёзд от влияния этих
явлений. Первое достигалось измерением рассматриваемой
звезды относительно другой звезды, весьма близкой по лучу
зрения, но не участвующей в параллактическом движении;
предполагали, что они случайно на одной линии
зрения, а в пространстве очень удалены взаимно, если блеск
*) По лучшим определениям для Сириуса π = 0",37, что
соответствует 557470 астр, ед.

280
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
соседок различен. На этот метод относительного определения
параллаксов указал впервые Галилей и старший Гершель.
На небе нашлось немало таких звёзд. Исследуя их, Гершель,
однако, натолкнулся на новое открытие. Оказалось, что
очень многие из таких звёзд, получивших впоследствии
название двойных, в большинстве не случайно пришлись
в одном направлении — они составляют системы, и
компоненты их находятся на расстоянии одного порядка от нас,
а потому параллактического смещения их взаимно незаметно.
Однако, тот же метод, относительный, приложенный к
звёздам видимо близким, но заведомо не составляющим систем,
привёл, наконец, в сороковых годах XIX в. к реальным
результатам в руках знаменитых астрономов В. Струве и Бесселя.
Для определения относительного параллакса Бессель
выбрал звезду 61 Лебедя, расположенную вблизи двух
очень слабых звёздочек 9-й и 10-й величины. Звезда эта
обладает большим годичным собственным движением 5"
в год, между тем, у огромного большинства звёзд оно едва
достигает 0",1 в год. Этот признак a priori помог угадать,
что звезда к нам ближе других, а во-вторых, она 5,5 и
6,3 величины, т. е. ярче звёзд сравнения (9-й величины).
Измерения производились особым прибором,
гелиометром, позволяющим с большой точностью измерять
сравнительно большие угловые расстояния (до 1°). Годичное
смещение этим путём найдено π = 0",3, причём можно
ручаться за десятую этой величины. Многочисленные
повторения определения параллакса этой звезды до настоящего
времени подтвердили число Бесселя. Найденный параллакс
соответствует 600 000 расстояний Земли от Солнца.
Обыкновенно это расстояние выражается в световых годах;
от Солнца до Земли свет пробегает в 8,3 минуты, от
Нептуна в 4 часа*).
От звезды с годичным параллаксом в 1" свет доходит до нас в 3,3 года
» 0,5 » » 6,6 »
» 0,25 » » 13,2 »
» 0,10 » » 33 »
» 0,01 » » 330 »
*) В течение одного года свет пробегает 9,5 X 10*2 км =
= 63 000 астр, ед., в сутки 26Х109 кцл

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД 281
Пользуясь тем же приёмом, Струве и Прейс в Дерпте
измерили α Лиры и Полярную. Первая звезда, яркая, 1-й
величины, могла быть к нам ближе других. Вторая дозволяет
особо точно применить приёмы измерений благодаря
близости к полюсу. Вторым из упомянутых приёмов, называемым
абсолютным, воспользовался пулковский астроном Петере.
Он определил абсолютные параллаксы восьми звёзд: 61
Лебедя, α Лиры, Полярной, Грумбридж 1830, Капеллы,
t Большой Медведицы, Арктура, а Лебедя. Ему послужили
для этого определения постоянных аберрации и нутации
Бесселя в Кенигсберге и В. Струве в Дерпте и Пулкове.
Инструментом служил большой вертикальный круг
Пулковской обсерватории Эртеля. Выбраны эти звёзды опять-таки
или потому, что они ярки, или потому, что обладают
большим годичным движением. Ближайшею звездою из всех
этих оказалась звезда 61 Лебедя; остальные, даже α Лиры
и Арктур (собственное движение 2") несравненно дальше *).
Итак, к концу сороковых годов прошлого века, наконец,
задача была удовлетворительно решена. Прежде чем этот
конец был достигнут благодаря поискам параллаксов,
сделаны были капитальные открытия: рефракции, двойных
звёзд, аберрации, нутации, годичного изменения широты.
В своей знаменитой работе Петере делает
замечательный шаг вперёд. Так как непосредственно найдено
расстояние звёзд определённой яркости, то можно дальше,
не измеряя параллаксов, судить о расстоянии на основании
фотометрии.
Он принял в расчёт, кроме своих определений, довольно
значительное число определений параллаксов, сделанных
в Дерпте ещё в 1818—1821 гг. для околополярных
π собств. движ.
α Лиры 0",1 ± 0,05 0",3
Полярная 0,07 zt 0,01 0,05
Грумбридж 1830 0,2 rt0,14 7,0
Капелла 0,05 it 0,20 0,4
α Бол. Медведицы 0,1 =t 0,1 0,2
Арктур 0,1 ±0,07 2β
α Лебедя —0,1 ±0,04 0,00
61 Лебедя 0,3 zt 0,01 5,2

282
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
главных звёзд, но не обработанных вследствие незнания
точной величины постоянной аберрации. Отсюда явилась
наличность около 33 звёзд разных величин и параллаксов.
Прибегая к закону изменения блеска в зависимости от
квадратов расстояний и принимая, что в среднем из
большого числа абсолютный блеск звёзд одинаков, Петере
с большой тщательностью находит, что средний параллакс
звёзд 2-й величины равен 0",1 :±:0",01.·'
Раз такое соотношение установлено, то расстояние
любой звезды с определённым блеском легко найдём,
пользуясь законом убывания блеска с квадратом расстояния.
Таким образом, исследования Бесселя, В. Струве и
Петерса составляют эпоху в астрономии. Они учат нас
о громадности вселенной: звёзды, на пределе видимости
в самые большие трубы того времени, находятся на
расстояниях, которые свет при его огромной скорости может
пролететь лишь в десятки тысяч лет.
Со времени этой эпохи прошло уже почти 70 лет,
в продолжение которых астрономы всех стран с
неослабевающей ревностью продолжали определения параллаксов,
выбирая преимущественно такие звёзды, которые обладают
большим собственным движением, причём методы
приблизительно оставались те же, что и раньше: пассажный
инструмент, гелиометр и нитяной микрометр.
В итоге к концу восьмидесятых годов прошлого века
упомянутыми приёмами накопилось около 100 звёздных
параллаксов в обоих полушариях. Среди этих звёзд только
одна обнаружила значительный парраллакс — яркая
двойная звезда южного полушария α Центавра, обладающая
довольно большим собственным движением — 3",5. В
семидесятых годах прошлого столетия её параллакс считался
равным Ο^,θ.
В конце семидесятых годов к прежним методам
присоединился новый — фотографический. Вместо того чтобы
непосредственно у инструмента следить за изменением
положения светила в течение года, фотографируют особой
трубой ту область неба, где находится интересующая
астронома звезда. Ряд снимков, снятых в течение года,
обрабатывается в кабинете. Каждая из таких пластинок-

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД 283
снимков заключает, вообще говоря, гораздо больше
изображений звёзд, чем видно в трубу, измерение
производится в удобной обстановке и данную звезду можно связать
измерениями не с одной или двумя, а с десятками
соседних звёзд, чем достигается увеличение точности результата
и освобождение от случайностей практического характера.
Рутерфорд в Америке и Причард в Оксфорде применили
этот метод к определению параллаксов. Ими было
определено несколько десятков параллаксов. Этот метод с пракг
тическими видоизменениями применил в обширных своих
изысканиях проф. Каптейн в Гронингене; начиная с 1900
по 1910 г., он определил таким образом 3600 с лишком
параллаксов. Фотографические пластинки для него делал
проф. Доннер в Гельсингфорсе.
Этим же способом пользовался при своих
исследованиях в Пулкоре С. К. Костинский, которым определено
около 300 параллаксов.
Сюда следует присовокупить ещё один метод,
заслуживающий весьма большого внимания по достоверности
результатов, но, к сожалению, применимый теперь только
к наиболее ярким физическим двойным звёздам — это метод
спектральный. На основании принципа Допплера измеряют
скорость в километрах [в секунду] спутника двойной звезды
на его орбите. Отсюда определяется длина орбиты по периоду
и диаметр [орбиты] в километрах. С другой стороны,
известно угловое расстояние между составляющими пары
на основании измерений угломерными инструментами. Таким
образом, задача как бы обращается — базис вне солнечной
системы, а угол в ней (параллакс). Отношение угла к
линейным размерам и даст параллакс. До настоящего
времени определено очень мало таких параллаксов. Упомяну
определение в обсерватории Лика а Центавра, для
которой параллакс получился тождественный с гелиометриче-
скими измерениями (0",75), и звёзд γ Девы и γ Льва,
сделанные в Пулкове. Наконец, самый новый способ,
осуществлённый в Пулкове С. К. Костинским, основан на
стереоскопическом эффекте, о чём я скажу ниже.
В настоящую эпоху опубликовано изрядное количество
Сочинений по определению параллаксов. Кроме упомянутых

284
А, А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
уже 3600 параллаксов, найденных Каптейном, определили:
Гилл, Элкин, Чез и Смит— 163 звёзды гелиометром, частью
на мысе Доброй Надежды, частью в Иеле, в Америке;
Хиггс и Рессель—52 по фотографиям, Шлезингер—30 звёзд
по фотографии 40-дюймовым рефлектором; Флинт, Каптейн,
Д. Абетти, Евдокимов — на пассажном инструменте (около
100 звёзд).
Всё, что опубликовано по определению параллаксов,
нельзя считать, однако, чем-либо вполне законченным.
Можно считать реальными только параллаксы таких
звёзд, которые определялись независимо разными
наблюдателями по разным способам. Так, роспись Каптейна,
заключающая 3600 параллаксов, только тогда получит
санкцию, когда она будет кем-то повторена. Соединяя вместе
такие параллаксы сообразно с весом каждого их значения,
можно получить вероятнейшие определения.
Таких вероятнейших параллаксов в настоящее время
накопилось около 400 (каталоги Бигурдана, Каптейна и
Вирсма). Величины большинства звёзд в росписях
вероятнейших параллаксов до 8-й величины и очень мало 9, 10
и 11 величины*).
*) Параллаксы наиболее ярких звёзд:
Звезда
m
5
3
π
0",75
0,37
0,33
0,30
0,23
0,17
0,11
0,08
0,08
0,06
0,066
0,02
0,02
0,00
Расст.
в св. г.
4,3
8
10
11
14
19
30
41
41
55
50
165
165
—
Собств.
движ.
3",7
1,3
1,2
5,2
0,7
0,7
0,2
0,4
0,4
0,5
2,3
0,0
0,1
0,0
α Centauri . .
α Cam's major
α Canis minor
61 Cygni. . . .
α Aquilae . . .
С Herculis . .
α Tauri . . . .
α Aurigae . .
α Lyrae . . .
Ρ Geminorum .
α Bootis . . .
α Orionis . . .
α Leonis . . .
α Cygni . . .

РАССТОЯНИЯ и движения звёзд 285
Что же указывают нам эти наиболее вероятные
параллаксы ?
1) Прежде всего оказывается, что в значительном
большинстве числовые значения их меньше 0",1 и
ограничены несколькими сотыми секунды, т. е. они на
пределе современной точности измерений.
2) Средний параллакс звезды определённого блеска,
например для звёзд 2-й величины, теперь получается вдвое
меньше, чем по определению Петерса 70 лет тому назад,
т. е. вместо 0",1 он теперь получается от 0",03 до 0",06.
3) Далее, списки параллаксов Каптейна, Росселя, Элкина
и других показывают, что принятая гипотеза о зависимости
яркости звёзд от расстояний только отчасти оправдалась,
т. е. что, вообще говоря, более яркие звёзды ближе к нам,
чем более слабые; когда блеск звёзд уменьшается, например,
в шесть раз, параллакс уменьшается только в три раза.
Это показывает, что абсолютный блеск звёзд весьма различен
и колеблется в широких пределах. Все звёзды первой
величины поэтому не оттого ярки, что близки к нам, как это
раньше предполагали, а потому, что на самом деле обладаю
большею яркостью. Если их блеск привести на расстояние
нашего Солнца, то звезда:
Р Центавра lm в 500 раз ярче Солнца
α Льва 1т » 400 » » »
α Возничего 1т » 300 » » »
α Лиры 1Ш » 160 » » »
α Волопаса 1т » 230 » » »
Сириус —2т » 48 » » »
α Центавра 1т » 2 » » »
Полярная 2т » 102 » » »
α Тельца 1т » 112 » » »
Одинаковый блеск с нашим Солнцем имеют звёзды,
которые нам кажутся б—7-й величины.
4) Параллакс теснее связан с собственным движением,
чем с блеском, т. е. значение его быстрее возрастает с
увеличением движения, чем яркости.
5) Оказалась в высокой степени любопытная связт
между расстояниями и химическим составом оболочек звёзд,
Как известно, несмотря на бесчисленное число звёзд,
на их огромные и различные расстояния, химический состав

ш
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
их оболочек (а вероятно, и всей звезды) представляет весьма
ограниченное разнообразие. У одних звёзд в оболочке
преобладают лёгкие газы и лёгкие пары металлов (протометал-
лов): водород, гелий, кальций, кислород. Такие звёзды мы
называем звёздами I типа. В оболочках других
преобладают пары более тяжёлых металлов, на первом месте —
железа, титана. Это — звёзды II типа. Третьи оболочки
показывают присутствие уже химических соединений элементов;
кроме паров металлов — углеводороды, "гидраты, окиси.
Между упомянутыми тремя группами есть переходные,
обозначаемые буквами латинского алфавита.
Большинство звёзд, за малым исключением,
принадлежащих ко II типу, ближе к нам, чем звёзды I типа.
Например, звёзды 4-й величины и I типа дают в среднем
параллакс π = 0//,1, а звёзды 4-й величины и II типа дают
в среднем параллакс π = 0",03.
Таким образом, в настоящее время на основании
упомянутых вероятнейших параллаксов выходит, как будто
наше Солнце находится в группе родственных ему звёзд
по химической стадии развития.
В конце концов, несомненно, что расстояния, нас
отделяющие от звёзд даже средней величины— 11-й, —
колоссальны, т. е. не менее 10ЭЭ световых лет.
Как ни интересны все эти результаты, на них следует
смотреть как на начало новой эры, ибо впереди ещё
предстоит огромная работа. Напомню, как распределяется число
звёзд по звёздным величинам:
Число звёзд
б-й величины 5 000
7 » » 20 000
8 » » 68 000
9 » » 240 000
10 » » 720 000
И » » 2000 000
Распространять выводы, сделанные по 400 параллаксам,
на весь этот необозримый мир, конечно, нельзя. Нужно
не покладая рук продолжать определение параллаксов,
а для этого нужно усовершенствовать метод наблюдений
и их обработку.

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД ^Й?
Мы на основании всех сведений о параллаксах до сих пор
ещё не можем решить, составляют ли видимые звёзды мир,
чуждый нашему, стоят ли они особняком от нашего Солнца
и особняком между собой и есть ли какая связь между
отдельными звёздами и тем огромным скоплением, которое
мы называем Млечным Путём? Конечен ли звёздный мир
(Галактика, — прим. ред.) или нет?
Ответ на эти вопросы можно искать в рассмотрении
собственных движений звёзд.
Уже при изложении задачи определения годичного парал*
лакса неподвижных звёзд я указал на сделанные параллельно
открытия, как рефракция, аберрация, нутация, изменение
широты. Всё это видимым образом изменяет положение
звёзд. Но это изменение не вековое, а периодическое.
Кроме того, следует упомянуть ещё о вековом изменении —
систематическом увеличении долгот всех звёзд, так
называемой прецессии. Её заметил ещё во II в. до н. э. Гиппарх
по сравнению положения звёзд им самим составленной
росписи с положениями некоторых из них, сделанных до Гип-
парха александрийским учёным Тимохарисом.
Все сейчас перечисленные видимые перемены в
положении [звёзд] всецело зависят от различных движений Земли,
и чтобы судить об истинном положении, необходимо их
исключить — освободить положения звёзд от прецессии,
аберрации, нутации и т. д.
До середины XVIII в. знали только о прецессии и
рефракции, а до XVI — только прецессию. Однако, если
наблюдения произведены для той же звезды в одно и то же
время года, то положение её будет для различных лет
отличаться только на величину прецессии, так как аберрация
повторится, а нутация слишком мала, чтобы её могли заметить
в те времена.
Таким образом, пронаблюдённые положения звёзд в
разные эпохи и записанные в особые росписи могут служить
указаниями на изменяемость этих положений, независимо
от положения Земли, и как бы ни было мало изменение
положения для точности древних и средневековых
наблюдателей, время, протекшее между наблюдениями, всегда
может подчеркнуть это изменение. Поэтому весьма важно

288
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
иметь определения положений в эпохи, возможно удалённые
одна от другой.
Наиболее древняя роспись звёзд, дошедшая до нас,
находится в сочинении Птолемея — Альмагесте; она
составлена Гиппархом за 128 лет до н. э. и заключает положения
1025 наиболее ярких звёзд.
Следующая по времени заслуживающая внимания роспись
положений звёзд составлена Улуг-Беком в XV в. в
Самарканде. Она содержит положения 1019 звёзд. Наконец,
наиболее точная составлена Тихо Браге по собственным
наблюдениям на острове Хвене в Ураниборге. Она содержит
положения 1005 звёзд, отнесённые к эпохе 1600 г.
Точность доведена Тихо Браге до V.
С этого времени точность в определении положения быстро
возрастает; к угломерным инструментам применена
оптическая труба, и астрономы стали пользоваться часами.
Так, роспись Флемстида (3000 звёзд для 1606 г.) заключает
положения с точностью до 10>".
Вот по этим росписям, содержащим почти одни и те же
звёзды, по сравнению положения одной и той же звезды в
разные эпохи и получил впервые Галлей реальные изменения
положения нескольких звёзд: Альдебарана, Сириуса и Проциона.
Вслед за тем Тобиас Майер и Маскеляйн на основании
росписей Флемстида и Рёмера открыли собственное
движение ярких звёзд северного полушария *).
Эпоху в астрономии по точности произвела роспись
Брадлея, содержащая 3222 звезды для 1755 г. Этой росписью
до сих пор пользуются для определения собственных
движений, и уже в начале прошлого столетия Бессель по
сравнении её с росписью Пиацци указал, что для половины
общих звёзд скорости достигают 0",1 в год, для 71 звезды —
>0//,5 и для 18 звёзд больше I".
*) Собственные движения — это малые углы, на которые
меняется пропорционально времени положение звезды. Эти движения
поперечные к лучу зрения. Можно говорить о собственном
движении годовом, столетнем, тысячелетнем. Кроме числовой
величины собственного движения, важно ещё знать направление его:
на север, на юг, на восток или на запад, или в каком-либо из
промежуточных направлений.

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
289
В XIX в. количество росписей и число звёзд, в них
содержащихся, быстро возрастает. Благодаря трудам Ла-
ланда, Пиацци, Аргеландера, Бесселя, В. Струве, Эри,
Гульда и целого ряда учёных, имена которых долго было
бы перечислять здесь, составлено множество росписей,
содержащих положение звёзд с возможною точностью. Одними
из наиболее деятельных обсерваторий в деле составления
росписей были Гриничская, Парижская, Пулковская,
Вашингтонская, Кордобская. Все государства Европы и
Америки начинают обзаводиться инструментами для этих целей,
так что теперь имеется обширный материал для северного
и южного полушарий. В настоящее время можно считать,
что определено точное положение 250 000 звёзд до 9-й
величины усилиями обсерваторий многих государств.
В самое последнее время для определения собственного
движения звёзд стали применять стереоскопический метод.
Он заключается в том, что две фотографии на стекле
одной и той же области неба, снятые через более или менее
длинный промежуток времени, рассматривают в стереоскопе.
Если звёзды на двух этих снимках не изменили своего
взаимного расположения, то ничего особенного в стереоскопе
не заметим; обе пластинки для зрения в точности сольются
в одну; но если хоть одна или несколько звёзд заметно
изменили своё положение, то в стереоскопе покажется,
что все сдвинувшиеся звёзды как бы висят в пространстве.
Если стереоскоп специально приготовлен для
астрономических целей, он называется стереокомпаратором, и на этом
приборе, кроме двух плоскостных координат, можно измерять
третью, пространственную, которая и даёт возможность
определить числовую величину относительного смещения
звёзд.
[ф руках С. К. Костинского в Пулкове этот метод
уже послужил к открытию целого ряда звёзд с собственным
движением. С. К. Костинский показал, что этот метод
по точности в 10 раз превосходит точность определения
меридианными инструментами при сохранении огромной
экономии в затрате времени и самого труда наблюдений.
Эта большая точность позволяет надеяться, что тем же путём
можно будет определять и параллаксы, так как параллакс
19 Зак. 1719. А. А. Белопольский

290
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
периодически изменяет собственное движение в полугодовой
промежуток времени*).
Прежде чем перейти к сводке результатов, вытекающих
из рассмотрения всевозможных росписей, рассмотрим ещё
один метод, употребляющийся при определении движения
светил. Это — метод спектроскопический или лучше
спектрографический. В 40-х годах физик Допплер высказал
мысль по поводу разного цвета двойных звёзд, что
движущийся источник должен быть иного цвета, чем покоящийся.
Стало быть, цвет может служить критерием движения.
Хотя принцип, выраженный в такой форме, неверен, однако
он заключал зародыш великой истины; почти одновременно
Физо показал, в чём в действительности скажется влияние
движения. Движение источника света влияет на положение
(смещает) так называемых фраунгоферовых линий в спектре.
По величине смещения вычисляют лучевую скорость светила.
Главною частью прибора (спектроскопа или спектрографа),
употребляемого для этих исследований, служит стеклянная
призма, разлагающая свет звезды в спектр.
Принцип этого долго не мог укорениться в науке и
подвергался жестокой критике со стороны чистых
математиков и физиков. Однако какая-то сила заставляла
другую часть учёных продолжать изыскания в этом
направлении эмпирическим путём, и через полстолетия после
Допплера принцип, наконец, установился как прочный метод.
Хеггинсу и Фогелю**) обязана наука главным образом
в утверждении принципа, и сейчас астрономы всех стран
при помощи спектрографа занимаются определением
лучевых скоростей. В настоящее время в общей совокупности
определено до 1500 лучевых скоростей различных звёзд
до 5-й величины в обоих полушариях'.
Если сделать сопоставление всего, что сделано до сего
времени в отделе о движении неподвижных звёзд, т. е.
разобраться в 20 000 поперечных и 1500 лучевых скоро-
*) С. К. Костинский осуществил эту мысль, определив в
прошлом году этим методом параллакс звезды 61 Лебедя, и получил
прекрасное согласие результата с определениями при помощи
других методов.
**) И А. А. Белопольскому (прим. ред.).

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
291
стях, то оказывается, что все скорости движений, за очень
немногими исключениями, очень малы. Скорости только
около 10 звёзд более 4" в год; 26-ти — более 0",2; все
остальные менее 0",1. При этом наибольшие скорости
принадлежат очень слабым звёздам (слабее 10-й величины).
Точно так же и лучевые скорости в большинстве
случаев порядка скорости движения Земли около Солнца,
заключаются в пределах десятков км\сек и только в
редких случаях достигают сотни кмIсек. Если принять во
внимание поперечное и лучевое движения звёзд, параллаксы
коих теперь известны, то оказывается, что величина
скоростей в двух направлениях одного порядка.
Когда стали сопоставлять скорости по созвездиям, то
обнаружилось любопытное обстоятельство. Так, оказалось
что звёзды Большой Медведицы (β, γ, δ, ε и ζ) обладают
общим как поперечным, так и радиальным движением,
т. е. эти звёзды в пространстве движутся в одном
направлении со скоростью около 19 км/се к. Как ни странно,
в том же направлении и с тою же скоростью движутся
звёзды: Сириус, β Возничего и 1830 Грумбридж. Найдена и
точка, где вследствие перспективы пересекаются направления
движения этих звёзд: А = 309°, D = — 42°. Среднее
расстояние их характеризуется годичным параллаксом π = 0",4.
Другая любопытная группа звёзд находится в созвездии
Тельца (всего 41 звезда). Сюда принадлежит группа Гиад.
Средняя поперечная скорость этих звёзд И" в 100 лет.
Средняя лучевая скорость —|— 46 км/сек. Направление точки,
где пересекаются вследствие перспективы пути этих звёзд,
находится на расстоянии 30° от центра группы.
Расстояние их характеризуется годичным параллаксом π = 0",025
или ста тридцатью световыми годами.
Общим движением связаны звёзды известной кучи,
называемой Плеядами.
С. К. Костинский в Пулкове нашёл совместное
движение группы звёзд в окрестности скопления χ и h Персея
стереоскопическим путём.
Такие общие движения подмечены были не только
для групп звёзд, но и для более или менее обширных
областей неба. Ламберт, Прево и Гершель указывали на
19*

292
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
необходимость закономерных движений как на отражение
движений солнечной системы. Солнце как звезда должно,
как и звёзды, обладать также поступательным движением
в пространстве. От этого в двух точках небесной сферы,
названных апексом и антиапексом, звёзды должны быть
свободны от параллактического движения (отражения
движения Солнца); а по кругу, рассекающему небесную сферу
на два полушария, перпендикулярному к линии апекс —
антиапекс, должно сказаться наибольшее параллактическое
смещение. В. Гершель первый дал числовую величину
координат апекса, которая довольно сходна (того же
порядка) с величинами, полученными впоследствии, хотя его
исследования основывались на очень скудном материале.
Затем Аргеландер воспользовался для определения
координат апекса скоростями 250 звёзд. Далее Медлер
сравнил положения брадлеева каталога (3222 звёзды) с
новейшими и по найденным таким образом скоростям имел
возможность указать более точно положение апекса. Все
им полученные скорости он разбил на две зоны, от 0° до
+ 30° склонения и от 0° до — 30° склонения. Затем в каждой
из этих зон собрал скорости в 24 группы и для каждой из
них составил среднюю скорость. Оказалось, что знаки этих
средних скоростей два раза меняются и переход от одного
к другому происходит в областях А = 90° и Л = 260°*).
*) Средние скорости групп звёзд, расположенных по
прямому восхождению го Медлеру:
А
o°oh
15 1
30 2
45 3
60 4
75 5
90 6
105 7
Сев. зона
в 100 лет
+ 1",75
+ 2,17
+ 4,23
+ 2,44
+ 7,27
+ 3,02
+ 0,83
— 2,86
А
120° 8h
135 9
150 10
165 11
180 12
195 13
| 210 14
225 15
Сев. зона
в 100 лет
— 4",67
— 6,92
— 5,01
— 3,78
— 3,05
— 12,91
— 6,18
+ 0,81
А
240° 16
255 17
270 18
285 19
300 20
315 21
330 22
345 23
Сев. зона
в 100 лет
-4", 18
+ 0,48
+ 1,64
+ 4,98
-4- 2,07
+ 5,46
+ 9,46
+ 6,60

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
293
Такое распределение знаков при средних скоростях звёзд
указывает, что Солнце движется в направлении А = 260°.
Подобная же группировка скоростей дала и другую
координату направления движения Солнца: D = -j-36°.
С течением времени по мере накопления материала этого
рода исследования неоднократно производились О. Струве,
Эри, Ньюкомом, и в прошлом столетии координаты апекса
принимались:
А = 280°, £> = + 35°.
Особенно тщательные, основанные на более обширном,
чем раньше, материале, исследования положения апекса
получены в нынешнем столетии.
Л. Босс даёт . . Л = 27Г, D =+ 34° по 5413 звёздам,
Вирсма » . . Л = 268, D = -j-31° по 3616 » .
Движение Солнца в пространстве должно отражаться
и на лучевых скоростях; именно, вблизи апекса все
отрицательные скорости должны получиться больше, а
положительные меньше; наоборот, вблизи антиапекса
положительные скорости увеличиваются, а отрицательные
уменьшаются. На окружности в плоскости, перпендикулярной
к линии апекс — антиапекс, влияние движения Солнца на
лучевые скорости не сказывается.
Директор обсерватории Лика Кемпбелл обработал
1193 лучевые скорости звёзд в обоих полушариях и нашёл
по ним координаты:
А = 268°, D = + 25°.
Кроме того, новый метод позволяет с большею
достоверностью, чем по отвесным скоростям, определить самую
скорость движения Солнца в пространстве. По Кемпбеллу
скорость эта 19,5 км\сек.
Подобными исследованиями занимались астрономы
обсерватории в Капе на мысе Доброй Надежды Хальм и Хоф.
Они располагали собственным материалом из 165 звёзд
южного полушария (60 групп), звёздами из разных
источников, числом 45 (23 группы), и звёздами Кемпбелла для
северного полушария, числом 282 (82 группы), всего

294
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
492 звезды. Этот материал позволил определить координаты
апекса:
Л = 268°, D = + 35°
и скорость Солнца 21 км\сек.
Таким образом, апекс солнечной системы лежит в
созвездии Лиры, недалеко от Веги.
Все перечисленные результаты относительно
направления движения солнечной системы получены при некоторых
гипотезах. Именно, по одной из них предполагается, что
каждая звезда имеет самостоятельное движение по
величине и направлению; по закону больших чисел (кстати,
в 1913 г. исполнится 200 лет со времени опубликования
трактата Бернулли об этом законе) сумма движений звёзд
должна равняться нулю.
Однако, Каптейн опубликовал в 1904 г. работу,
опровергнувшую упомянутую гипотезу. Каптейн воспользовался
для своих новых исследований скоростями 2400 звёзд
каталога Брадлея. Зная направление движения и скорость
нашей системы, Каптейн освободил движения исследуемых
им звёзд от движения Солнца. Полученные таким образом
собственные движения в буквальном смысле он разбил на
28 групп, собирая в группы взаимно видимо близкие звёзды.
Если из центра каждой группы провести векторы в
разные стороны под одинаковыми углами [например, через 15°]
и на этих векторах откладывать скорости, имеющие
соответственное направление, то чем больше скоростей
придётся на каждый вектор, тем вектор получится длиннее.
При независимом собственном движении звёзд число
скоростей на каждый вектор придётся тем более одинаковое,
чем большее число звёзд принято во внимание, и все
векторы получились бы одной длины; фигура огибающей их
кривой всего больше приближалась бы к кругу.
На самом деле Каптейн получил векторы различной
длины и наиболее длинные почти взаимно противоположны.
Кривая, огибающая эти векторы, напоминает овал,
растянутый в. направлении, близком к линии апекс — антиапекс.
Это обнаружилось для всех рассмотренных им 28 групп
звёзд·.

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
295
Каптейн отсюда заключил, что эти 2400 звёзд
обладают кроме собственного ещё специальным движением,
они участвуют в двух потоках. Направления, куда эти
потоки движутся, названы им вертексами. Если перейти
от проекции движения на небесную сферу к самому
движению, то оказывается, что оба потока диаметрально
противоположны и координаты истинного вертекса I потока:
А = 90°, D = +13°,
а координаты вертекса противоположного II потока:
А = 270°, D = —13°.
Повидимому, во II потоке участвует Солнце. Потоки
почти параллельны плоскости Млечного Пути.
Звёздный мир можно уподобить двум роям комаров,
толкущихся в воздухе летом под вечер. Рои эти обладают
иногда поступательными движениями, а комары движутся
внутри каждого по всевозможным направлениям.
Вслед за Каптейном вопросом о специальных
движениях неподвижных звёзд занимались в новейшее время
Эддингтон (звёзды каталога Грумбриджа), Босс (зодиа*
кальные звёзды), Дайсон (звёзды с особо большим
движением), Хоф и Хальм (звёзды каталога Брадлея), Шварц-
шильд (звёзды каталога Грумбриджа), Белявский (звёзды
каталога Портера) *). Астрономы Хоф и Хальм на Капской
обсерватории определили координаты вертекса по лучевым
*) Координаты истинного вертекса получены следующие:
Каптейн А = 91° D = + 13°
ί = 95 ( = + 3
Эддингтон { = 109 { = + б
I = 94 I = + 12
Дайсон
Хоф и Хальм ....
Шварцшильд ....
Рудольф
Белявский
= 88
= 90
= 93
= 96
= 86
= -1
= -
= -
= -
= -
h-24
h 8
h 6
h 7
[-24
Среднее Л= 93°,6 D = + ll%

296 А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
скоростям. Для этой цели они воспользовались
упомянутыми выше 492 лучевыми скоростями. Звёзды эти
распределены на небе так: 211 находятся между южным
полюсом и параллелью +30°, и 280 — между северным
полюсом и параллелью — 30°. Отсюда они получили следующие
видимые координаты вертекса: Л = 90° и D = — 1°.
Движение происходит в плоскости, параллельной
плоскости Млечного Пути и направлено к самой густой его части.
Кемпбелл, опираясь на более обширный материал —
лучевые скорости 1193 звёзд, — нашёл, что для звёзд
подразделения А I типа лучевые скорости обнаруживают
поток; для звёзд подразделений F, G и К влияние потока
сказывается менее и ещё менее — для III типа. Что касается
звёзд подразделения В I типа, то они, повидимому, совсем
не участвуют в движении потоков.
Кемпбелл также отмечает, что звёзды А сообща
движутся при направлении, параллельном плоскости Млечного
Пути.
Для окончательного решения вопроса о звёздных
потоках следует ожидать новых более обширных изысканий
как поперечного, так и лучевого движения звёзд,
распространённых на звёзды более слабые, чем те, на которых
основаны современные изыскания, причём необходимо
расследовать движение звёзд различных типов отдельно.
В самом деле, уже теперь обнаружилась резкая разница
в средней как поперечной, так и лучевой скоростях звёзд
различных типов, как это видно из следующей таблицы.
Подразделение Число Средняя луче- Число Средн. поперечн.
звёзд вая скорость звёзд скорость
г ί В 225 6,5 км/сек, 490 2",40 в 100 лет
1 I А 177 11,0 » 1547 4,56 » 100 »
( F 185 14,4 » 656 7,1 » 100 »
II { G 128 15,0 » 444 5,24 » 100 »
I К 382 16,8 » 1227 5,74 » 100 »
III Μ 73 17,1 » 222 4,90 » 100 »
Планетар.
туманности 13 23,4 » — —
Из этой таблицы видно, что звёзды I типа
подразделения В стоят особняком от других по малости лучевых

РАССТОЯНИЯ И ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
297
и поперечных скоростей. Другая особенность, замечаемая
на основании приведённой таблицы, в том, что скорости
звёзд типа F наибольшие, возрастая от В до F и далее
опять уменьшаясь. Может быть, это зависит от
сравнительной близости этих звёзд к нашему Солнцу?
Любопытно, что если принять средние параллаксы для
тех звёзд, по которым определены поперечные движения,
то получаются их линейные скорости, почти
тождественные с лучевыми скоростями (Л. Босс).
Приведённая таблица зависимости скоростей от
спектрального типа весьма замечательна, и если дальнейшие
исследования подтвердят эту зависимость, то это будет
одно из замечательнейших открытий нашей эпохи.
Но оказывается, звёзды различных типов разбросаны
в пространстве не в беспорядке. Так, число звёзд I типа
подразделения В в зоне ±60° относительно плоскости
Млечного Пути (галактическая широта) равно 1100,
а в зоне ±8° —2100.
Млечный Путь *) играет также большую роль при
исследовании собственных движений. Так, по Л. Боссу,
собственные движения звёзд б-й величины так
распределяются относительно Млечного Пути:
Галактич. широта 0° 2J° 44°
Поперечная скорость в 100 лет . . . 3",8 5",2 6/7,3
По Комстоку, скорости звёзд 9,5 величины также
зависят от галактической широты:
Галактич. широта 0° 20° 40° 60° 80°
Поперечная скорость в 100 лет 2",5 2",8 3",6 3",6 5",6
*) Полюс плоскости Млечного Пути имеет координатами:
А = 190°0 и D = + 28° (Ньюком),
А = 188°15 и D = + 30° (Гильден).
Узлы его: восходящий А = 270°, а нисходящий А = 105°.
Млечный Путь проходит через следующие созвездия: Орёл, Змея,
Лебедь, Кассиопея, Персей, Возничий, затем между Орионом и
Малым Псом переходит в южное полушарие через созвездия:
Единорог, Корабль, Крест, Скорпион, Щит,

298
Α. Α. БЕЛОПОЛЬСКИЙ
Намечается ещё целый ряд особенностей и зависимостей
движений от разных обстоятельств, которые ожидают
в ближайшем будущем подтверждения.
Итак, вот какая картина вселенной представляется
теперь на основании 400 параллаксов, 20 000 точных
положений звёзд в разные эпохи и 1500 лучевых скоростей.
Звёзды различного абсолютного блеска разбросаны на
громадных расстояниях от нас и между, собой.
Наиболее яркие, горячие (10 000° С),' наиболее простые
в химическом отношении предпочтительно расположены на
Млечном Пути и находятся почти в абсолютном покое.
Ближе к нам расположены менее яркие, более
холодные (5000—6000° С), более сложные в химическом
отношении, подобно нашему Солнцу, обладающие большой
подвижностью звёзды.
Все звёзды движутся разнообразно, но большинство
(и наше Солнце в том числе) участвует в одном из двух
взаимно противоположных потоков, направленных почти
параллельно плоскости Млечного Пути, вблизи центра
которого теперь находимся мы с нашей системой. Наша
система движется в направлении созвездия Лиры со
скоростью 20 км/сек по прямой линии *).
*Как вы изволите видеть, сделано немного, остаётся
впереди огромная работа, но астрономы бодро смотрят на
предстоящий им путь с верой и надеждой, что энергия
преодолеет все трудности и увенчает, может быть, в
отдалённом будущем, их изыскания блестящим успехом.
*) Если подсчитать пространство, пройденное Солнцем за
время 2000 лет, то окажется, что оно всё-таки в 22 раза меньше,
чем расстояние до ближайшей звезды α Центавра.
с==зфф2=з

КОММЕНТАРИИ
и
ПРИЛОЖЕНИЯ
rwn

ОТДЕЛ ПЕРВЫЙ
ЛАБОРАТОРНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ И ИСПЫТАНИЯ
ИНСТРУМЕНТОВ *)
В каждом астрофизическом и, в особенности, астроспектро-
скопическом исследовании большую роль играют
вспомогательные, а иногда даже и самостоятельные физические эксперименты.
Подобное сочетание астрономических наблюдений с
лабораторными физическими и даже химическими исследованиями является
традицией для пулковской спектроскопической школы. В работах
А. А. Белопольского физические опыты и исследования
инструментов были весьма многочисленны и разнообразны. При
постановке этих исследований А. А. Белопольскому всегда удавалось
достичь наивысшей для данных условий опыта точности.
Ниже даются пояснения к этим опытам и исследованиям,
известным своей точностью или оригинальностью, описания
которых включены в настоящий сборник работ. Среди этих опытов
особое место занимает знаменитый лабораторный эксперимент,
посвященный проверке правильности применения принципа Доп-
плера к свету.
[1] В этой работе излагается результат весьма тонкого
эксперимента, который был произведён А. А. Белопольским с целью
объяснения особенностей, наблюдаемых в осевом вращении
Солнца, а также и циркуляции вещества на его поверхности. Эта
работа была навеяна исследованиями по гидродинамике, которые
опубликовал Η. Е. Жуковский.
Эксперимент состоял в следующем. В стеклянную сферу
наливалась жидкость со взвешенными в ней частицами стеарина.
Сфера приводилась в быстрое вращение, а затем постепенно
останавливалась. Меридианы и параллели, нанесённые на сфере,
позволяли определять по движению стеариновых частиц угловые
скорости вра дения на разных широтах и скорости движения по
меридианам.
*) Комментарии к «Избранным работам» расположены по
отделам, а внутри каждого отдела — по номерам примечаний,
указанным в квадратных скобках.

302
КОММЕНТАРИИ
В результате опыта было получено, что угловые скорости
вращения уменьшаются с широтой до φ = 55°, а скорости по
меридианам, наэборэт, возрастают до тех же ширэт. Этот
результат был аналогичным тому, который был получен и для
Солнца. Однако, как видно из последних замечаний в его статье,
А. А. Белопольский был далёк от мысли о полной
тождественности явлений, наблюдаемых на Солнце и в жидкой сфере, и
подчёркивал лишь некоторую аналогию в наблюдаемых движениях.
[2] Приводятся результаты применения визуального
30-дюймового (76-сантиметрового) рефрактора для спектрографических
исследований. В связи с этим по диаметрам кружков на спектрэ-
граммах более полно изучена хроматическая кривая объектива.
Оказалось, что наблюдениям практически доступны лишь звёзды
до 3W,5. Этот предел ниже того, которого можно было бы
ожидать по сравнению с результатами, полученными со
спектрографом на нормальном астрографе. Однако в дни с хорошей
прозрачностью можно 'снимать и более слабые звёзды.
[3] В работе приводится отчёт о применении специальной
двухкомпонентной афокальной линзы для перехода от визуальной
к фотографической ахрэматизации при работе с тем же
30-дюймовым объективом. Применение подобных линз в девяностых
годах XIX в. было существенным новшеством и давало возможность
одновременного фотографирования более широкого участка
спектра при наблюдении звёзд. Кроме того, при применении
линзы изображения звёзд были отчётливо видны на щели, что
представляет большое удобство при работе.
[4] В этой работе описано знаменитое исследование А. А. Бело-
польского, посвященное проверке правильности применения
принципа Допплера к свету. Поясним идею эксперимента Белопольского
с помощью рис. 1 и 2 (по Г. С. Ландсбергу).
В д
Рис. 1.
Представим себе два параллельных зеркала А и В (рис. 1).
Пусть между ними на расстоянии / от каждого расположен
источник света S. Его изображение в зеркале В будет расположено
в точке S7 на расстоянии 21 от источника. Изображение точки S'
(как источника) в зеркале Л будет находиться в точке S" на
расстоянии 4/от источника S. Изображение точки S" (как источника)
в зеркале В будет находиться в точке S"' на расстоянии 6/ от

КОММЕНТАРИИ
303
источника S и т. д. Следовательно, л-е изображение будет
находиться на расстоянии 2nL Если дв 1гать зеркала, то / будет
переменным, и изэбражение светя дейся точки 5 будет перемещаться.
Скорость этого перемещения равна 2п — и при сближении или
удалении зеркал друг от друга будет менять знак *). Таким
образом, наблюдая отражения, можно значительно повысить видимую
скорость источника света и тем самым сделать заметными доппле-
ровские смещения спектральных линий даже при работе с
инструментами, имеющими умеренную дисперсию. Сближение или
удаление зеркала А. А. Белопольский осуществил остроумным
способом, изображённым на рис. 2. Были использованы два мельнич-
Рис. 2.
ных колеса с зеркалами в виде лопастей. Колёса помещались на
параллельных осях, но в вертикальной плоскости были несколько
смещены относительно друг друга. Луч от источника S после
многих отражений от зеркальных лопастей попадал на щель
спектрографа. Колёса приводились во вращение моторами, так
что непрерывно одна пара зеркальных лопастей сменяла другую.
Колёса могли вращаться навстречу друг другу или наоборот, что
соответствовало изменению знака скорости и, следовательно,
сближению или раздвижению спектральных линий. С помощью,
этого прибора и трёхпризменного спектрографа удалось получить
вполне измеримые смещения спектральных линий. Источником
света служило Солнце. В результате опыта впервые в истории
науки была доказана применимость принципа Допплера к свету.
Несколькими годами позднее с аналогичной установкой опыт был
повторён также в России Голицыным и Виллипом, но в качестве
спектрального аппарата применялся эшелон Майкельсона.
Результаты полностью подтвердили более ранние исследования А. А. Бело-
польского. Согласие данных опыта с теорией у Белопольского и
Голицына достигало 570, что очень хорошо для таких сложных
экспериментов.
*) Для уточнения в выражение для скорости необходимо
ввести ещё и косинус угла падения лучей.

304
КОММЕНТАРИИ
[5] В работе изложен метод контрастной перепечатки
негативов спектрограмм, позволяющий рассмотреть более слабые
детали, обычно ускользающие от внимания наблюдателя. Этот
метод в спектральном анализе был незаслуженно забыт
астрофизиками, а между тем его эффективность была доказана
А. А. Белопольским. Пользуясь этим методом он, в частности,
открыл наличие линий азота (N11) в спектре нестационарной
звезды Ρ Лебедя.
[6] В работе приводятся результаты испытания пулковского
спектрографа № III. Эта работа является прекрасным примером
того, как надо испытывать подобную аппаратуру до её
использования в программных наблюдениях. В настоящее время
испытания спектрографов производятся в основном подобным же образом.
[7] Это исследование свечения гейслеровых трубок с
водородом, гелием, а также и углеводородами (метан, бензол и т. д.)
было предпринято в связи с тем, что астрофизикам в то время
ещё не удавалось расшифровать спектры кометных голов и
хвостов. Для эксперимента А. А. Белопольский специально
сконструировал светосильный спектрограф, что дало возможность
работать с меньшими экспозициями (до 1 минуты). Результаты
изучения полученных спектров были использованы при
расшифровке кометных спектров. Эта работа является примером весьма
плодотворной и необходимой связи в работе
физиков-спектроскопистов и астроспектроскопистов. Термин «второй спектр
водорода» (или «вторая серия») позднее был оставлен, ибо этот спектр
оказался вызванным молекулами Н2 и, вероятно, гелием,
присутствовавшим в разрядной трубке в качестве примеси к водороду.
[8] Подробно описана солнечная установка. Эта работа
является примером того, как надо исследовать подобную
аппаратуру. Успешное применение этого мощного диффракционного
спектрографа для изучения вращения Солнца показывает
громадный опыт талантливейшего эксперлментатора А. А. Белопольского,
а также и то, сколь полезен бывает тесный контакт между
учёным, заказывающим прлборы, и предприятием, их изготовляющим.
ОТДЕЛ ВТОРОЙ
ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫХ
И КРАТНЫХ ЗВЁЗД
Спектрально-двойными называются в настоящее время тесные
двойные и кратные звёзды, расстояния компонентов у которых
меньше того, которое может разрешить данный телескоп на
данном уровне техники. Таким образом о двойственности или о^
кратности таких звёзд можно судить лишь по смещению линий в их
общем спектре. При этом в квадратуре, т. е. когда звёзды распо-

кОММЕЙТА^ИЙ
305
ложень! на прямой, перпендикулярной к лучу зрения, линии
в спектре оказываются зачастую раздвоенными. Наоборот, в
соединении, когда обе звезды расположены по лучу зрения, линии
оказываются одиночными. Правда, это наблюдается только тогда,
когда обе звезды имеют приблизительно одинаковые светимости.
В том случае, когда вторая звезда оказывается слабее более чем
на 0W,7, в спектре удаётся рассмотреть лишь линии более яркого
компонента. Это наблюдается в большинстве случаев (85%). В
таком случае о двойственности судят по переменной лучевой
скорости яркого компонента.
Если период изменения^ лучевой скорости, т. е. смещения
линий, очень велик, то о двойственности судят по сложному виду
спектра (например, у 89 Водолея спектральные типы
компонентов GO и А2). Исторически в качестве первой спектрально-
двойной звезды в 1889 г. был открыт Мицар (ζ Большой
Медведицы), показывающий раздвоение линий. Он представляет собой
двойную звезду с компонентами почти равной светимости, быстро
обращающимися вокруг общего^ центра тяжести. Вскоре после
открытия этой спектрально-двойной звезды была обнаружена
двойственность Алголя (β Персея) и Спики (а Девы).
В последующем многие новые спектрально-двойные звёзды
были открыты и исследованы А. А. Белопольским (например,
αϊ Близнецов). В частности, в 1931 г. им было показано, что α Лиры
(Вега) является спектрально-двойной звездой короткого периода.
Этот результат был особенно важным, так как эта звезда в
каталогах лучевых скоростей до того времени принималась
за-стандартную. Для многих звёзд А. А. Белопольский открыл наличие
возмущений, которые в некоторых случаях были обязаны либо
третьему телу, либо деформациям сферической формы звезды.
Позднее много новых спектрально-двойных звёзд было открыто
в Симеизской обсерватории Г. А. Шайном и В. А. Альбицким.
В настоящее время известны некоторые спектрально-кратные
звёзды, показывающие тройные линии в спектре.
Изучение спектрально-двойных звёзд А. А. Белопольским
зачастую является примером научного предвидения, а также
образцом тщательного ц критического подхода к результатам
измерений.
Эти работы обычно перегружены фактическим материалом
из данных промеров на микроскоп-микрометре, что затрудняет их
публикацию. Однако, ввиду того, что они являются наглядным
примером исключительной аккуратности в научных исследованиях,
некоторые из них мы привели в сборнике. В эту же часть
сборника мы отнесли и наблюдения скоростей компонентов двойных
звёзд типа γ Девы. В данном случае наблюдённые лучевые
скорости дают возможность определить размеры орбиты, массы
компонентов, наклонность орбиты, параллакс и т. д.
[1] В этой работе доказывается, что звезда а1 Близнецов-
является спектрально-двойной, о чём было высказано подозрение
20 Зак. 1719. А. А. Белопольский

aoe
КОММЕНТАРИЙ
ещё в 1894 г. Результаты измерения приведены в географических
милях в секунду, а не в километрах в секунду, как принято
в настоящее время. Подобные единицы измерения скоростей
встречаются и в последующих работах А. А. Белопольского.
Измерение спектрограмм а1 Близнецов сделано сравнением со
спектрограммами Солнца и для контроля со спектром звезды
а Волопаса. В работе приведены фактические данные измерения
(смещение линий в долях оборотов микрометра), которые
показывают, с какой тщательностью была исследована эта звезда, прежде
чем А. А. Белопольский доказал её двойственность. Об этом же
говорят тщательные редукции и рассмотрение вопроса о
скоростях, сильно отклоняющихся от кривой с найденным периодом
в 2,91 дня. В конце работы графическим и численным способами
определены элементы орбиты.
[2] Изучаются спектры компонентов двойной звезды γ Девы.
Подобные исследования весьма важны, ибо дают возможность
получить значение наклонности орбиты системы, массы
компонентов (или сумму масс), параллакс и размеры орбиты, а также
и действительное значение скорости движения центра тяжести
системы. Звезда γ Девы является наиболее подходящей для этой
цели, так как яркости компонентов близки друг к другу, а
расстояние их достаточно для уверенного спектрографирования
каждого из компонентов. Как и в предыдущей работе, здесь
приведены непосредственные результаты измерения.
Период этой звезды велик (180 лет), поэтому можно считать,
что за время наблюдений лучевые скорости остаются
постоянными. Путём использования приведённых значений скоростей и
данных об орбите был получен параллакс γ Девы, сумма масс
компонентов (ибо для определения масс скорости в узлах
неизвестны) и другие параметры, практически совпадающие с более
поздними определениями. Этот метод нахождения необходимых
характеристик двойных звёзд является весьма эффективным. Но,
к сожалению, он применим к двойным звёздам, находящимся на
расстоянии не менее 3", ибо при наблюдении более тесных
систем волнение земной атмосферы не позволяет уверенно
определять скорости отдельных компонентов.
[3] Работа аналогична предыдущей. Сделано определение
индивидуальных лучевых скоростей компонентов двойной звезды
γ Льва и вычислены те же данные: параллакс, сумма масс и другие
параметры. Это исследование приведено для того, чтобы вместе
с предыдущим показать эффективность метода использования
данных визуальных наблюдений двойных звёзд наряду со
спектрографическими наблюдениями, которые впервые широко
использовал А. А. Белопольский.
[4] Исследуя лучевые скорости звезды β Возничего, А. А.
Белопольский заподозрил зависимость некоторых элементов орбиты
от того, по какой области спектра они были получены. Этот
результат можно было объяснить наличием космической дисперсии

КОММЕНТАРИИ
307
света (неодновременность наступления определённых моментов
движения, полученных по различным длинам волн в спектре).
П. Н. Лебедев по этому поводу сделал возражение, указав, что
подобное явление должно было бы сопровождаться избирательным
поглощением света в межзвёздном пространстве, наличие кото*
рого в то время ещё не было общепризнано, несмотря на то, что
на существование общего поглощения В. Я. Струве указал ещё
в 1847 г.
П. Н. Лебедев приписывал наблюдённые А. А. Белопольским
запаздывания одних лучей относительно других в системе β
Возничего наличием смещения спектральных линий, вызванных
явлениями, происходящими в самих звёздных атмосферах (в частности,
эффектом давления). В приведённой статье А. А. Белопольского
рассматривается именно этот дискуссионный вопрос. В
дальнейшем оказалось, что оба автора были по-своему правы, так как:
1) спустя четыре года после указанной дискуссии избирательное
поглощение света в межзвёздном пространстве действительно
было обнаружено Г. А. Тиховым в Пулкове, и таким образом
существование космической дисперсии света стало доказанным и
2) явление Тихова—Нордмана, фотометрическим способом
подтверждающее наблюдения А. А. Белопольского, оказалось весьма
различным (даже в смысле знака) у равноудалённых от Земли
звёзд, так что связь наблюдаемого эффекта со звёздными
атмосферами также оказалась вполне вероятной, что и было позднее
доказано Э. P. My стелем (1936). В настоящее время можно
считать, что обе упомянутые причины наблюдённого явления имеют
место в природе одновременно (особенно, если учесть также и
наличие межзвёздного газа). Однако, следует думать, что
космическая дисперсия в общем весьма незначительна.
ОТДЕЛ ТРЕТИЙ
ИССЛЕДОВАНИЯ ПЕРЕМЕННЫХ И НОВЫХ ЗВЁЗД
Под названием «переменные звёзды» подразумевают обычно
звёзды, изменяющие свой блеск. В данном случае мы будем иметь
в виду в основном физические переменные звёзды (в отличие от
затменно-переменных звёзд). Это — такие звёзды, у которых
периодическим или же неправильным образом блеск с течением
времени изменяется» При этом изменение блеска сопровождается
изменением физического состояния атмосферы звезды: давления,
температуры, плотности и т. д. Таким образом, эти звёзды
представляют собой космические лаборатории с переменными высокими
температурами и низкими давлениями. Среди подобных звёзд
особенно интересными представляются звёзды типа β Лиры и
звёзды-цефеиды.
20*

308
КОММЕНТАРИИ
В девяностых годах переменность лучевых скоростей цефеид
была открыта для трёх-классических цефеид А. А. Белопольским.
В это же время Н. А. Умов высказал мысль о том, что эти звёзды
являются физически-переменными пульсирующими звёздами, а не
спектрально-двойными, как думали первоначально. Решительным
аргументом в пользу этой гипотезы было открытие
периодического изменения интенсивности линий. В самое последнее время
из наблюдений выяснилось, что в теории цефеид необходимо
учитывать мощные выбросы атомов из их оболочек как в виде
непрерывното истечения, так и в виде громадных
протуберанцев. Ниже приводится пояснение к работе А. А. Белопольского
1928 г., которая посвящена детальному изучению этого вопроса
и помещена в настоящем сборнике. Не менее важным было также
открытие и исследование А. А. Белопольским переменности линий
в спектре «редкоземельной» звезды α Гончих Псов. Небольшая
заметка по этому вопросу также приведена в этом сборнике и
комментарии к ней даются ниже.
К группе переменных звёзд относятся также и новые звёзды,
внезапно увеличивающие свой блеск более чем на 10т. Изменение
их блеска также обусловлено физическими причинами.
А. А. Белопольский наблюдал все вспыхивавшие за время его
работы новые звёзды: в 1892, 1901, 1912, 1918 гг. и т. д.
В сборнике приведена заметка о новой звезде в созвездии
Персея (1901 г.). Эту звезду А. А. Белопольский наблюдал в
Пулкове на нормальном астрографе в комбинации со спектрографом
очень долго. Им были сделаны интересные заключения
относительно скорости движения туманности, окружавшей звезду после
вспышки. Ниже приведены пояснения к этой интересной заметке.
[1] В этой работе приводятся результаты исследования
переменной звезды β Лиры, для которой А. А. Белопольский
одновременно с Э. Пиккерингом обнаружил переменность лучевой
скорости. Вычислены элементы орбиты звезды, но кроме этого
описан и характер изменения спектральных линий, которые в
данном случае очень сложны, ибо представляют наложение тёмных
и светлых линий с переменной интенсивностью. Эту звезду
А. А. Белопольский начал изучать с 1892 г. и первый дал
спектроскопические элементы орбиты. В настоящее время благодаря
обильному материалу, сбор которого начался в Пулкове ещё
А. А. Белопольским, строение и движение звёзд в системе
β Лиры постепенно выясняется (работы О. Струве, 1941; Г. Кей-
пера, 1941; А. Н. Дадаева, 1954 и др.). Оказалось, что компоненты
этой тесной двойной звезды — сверхгиганты: яркая и более
массивная спектрального типа сВ9 и более слабая и менее массивная типа А
или F. Обе звезды сильно деформированы по сравнению со
сферой и в плоскости орбиты окружены газовым кольцом
спектрального типа В5. Около места, соответствующего фазе 0,08 периода,
кольцо имеет сгущение, пополняемое за счёт истечения газа
ИЗ главной звезды. Спектральные линии второй, более слабой

КОММЕНТАРИИ
309
звезды, не видны, ибо перекрываются интенсивным непрерывным
спектром более яркой звезды.
[2] Это одна небольшая заметка из многочисленных статей
А. А. Белопольского о переменах в спектрах новых звёзд,
которые он изучал непрерывно, по мере их вспышек и погасания.
Оказалось, что во время вспышки оболочка этой звезды в
некоторые моменты расширялась с очень большой скоростью (до
1500 км/сек), А. А. Белопольский обратил также внимание на
громадные скорости расширения туманности, наблюдавшейся
вокруг новой звезды (IK в год), которые, однако, впоследствии
были приписаны не туманности, а свету, распространяющемуся
после максимума вспышки в окружающей звезду среде. Истинная
же туманность, образовавшаяся после извержения газов из новой
Персея, была обнаружена значительно позднее (в 1916 г.) и
расширялась с меньшей скоростью (0",4 в год). А. А. Белопольский
наблюдал за упомянутой новой звездой до её небулярной стадии.
В этой стадии он сравнил спектр новой со спектром газообразного
водорода, болида и новой 1892 г. Это сообщение было сделано на
11-м съезде русских естествоиспытателей и врачей в 1901 г., т. е.
в год вспышки новой звезды в созвездии Персея.
[3] В 1913 г. А. А. Белопольский открыл периодическую
переменность (5,47 дня) ряда групп линий в спектре звезды а2
Гончих Псов. В 1927—1928 гг. в спектре этой звезды А. А. Бело-
польский заметил редчайшее для звёзд этого типа
явление—появление линий излучения в соседстве с линиями поглощения.
В работе приведена большая таблица с описанием деталей в
спектре, в частности линий излучения.
В спектре этой интересной звезды наблюдаются две группы
линий поглощения с переменными интенсивностями. Фазы
изменения интенсивностей этих двух групп обратны: максимум одной
совпадает с минимумом другой. В первую группу входят линии
ионизованных металлов (магний, кремний, хром, железо и др.) и
редкоземельного элемента тербия. Во вторую группу входят
линии ионизованного титана и редких земель (европия,
гадолиния и диспрозия).
По А. А. Белопольскому, линии с постоянной интенсивностью
(или с изменяющейся в небольших пределах) не смещаются, в то
время как некоторые линии с переменной интенсивностью
смещаются и даже раздваиваются. Позднее было обнаружено, что
звезда а2 Гончих Псов меняет блеск и цвет периодически, с
периодом 5,74 дня, найденным Белопольским.
Работы А. А. Белопольского и его пулковских учеников по
изучению спектра звезды ос?· Гончих Псов побудили европейские и
другие обсерватории специально заняться поисками звёзд подобного
типа. Такие звёзды действительно были обнаружены в Галактике
(BD —18° 3789 и др.). Явления, наблюдающиеся в спектрально-
переменных звёздах типа <%2 Гончих Псов, очень сложны и не
рбъжнены до настоящего времени. Скорее всего, что в данном

310
КОММЕНТАРИИ
случае мы встречаемся с наложением ряда эффектов, например
пульсаций, деления на компоненты, влияния окружающей
межзвёздной среды, своеобразной структуры атмосферы, особенным
обилием химических элементов и т. д.
В настоящее время эта группа «редкоземельных» звёзд
(в основном типа Ар, реже Fp) объединена с большой и очень
важной группой звёзд типа А с металлическими линиями
(стронциевые, магниевые, никелевые и др. звёзды). В этих звёздах (о
Козерога, α Близнецов В и др.) наряду с большой интенсивностью
водородных линий в спектре наблюдаются · также и сильные
металлические линии, которые должны были бы достигнуть
наблюдающейся интенсивности лишь у более поздних спектральных
типов. В подобных звёздах мы либо встречаемся с особенным
строением атмосферы, либо с реальным уклонением обилия
атомов от такового, наблюдающегося в других звёздах, что, однако,
менее вероятно.
[4] Известно, что изменение интенсивностей линий в спектрах
классических долгопериодических цефеид было заподозрено
А. А. Белопольским ещё в 1912 г. и открыто в Пулкове его
ученицей И. Н. Леман в 1913 г. В настоящей работе показана строгая
периодичность изменения интенсивностей линий в спектрах трёх
цефеид: Ь Цефея, η Орла и ζ Близнецов. Период этих изменений
оказался равным периоду изменения блеска. Изменение
интенсивностей линий в спектрах этих трёх цефеид сопоставлено с
периодическим изменением их лучевых скоростей и с изменениями
интенсивностей линий, наблюдающихся в спектрах переменных
звёзд RS Волопаса, Τ Единорога и а2 Гончих Псов.
Глазомерные оценки изменения интенсивностей линий в
спектрах трёх классических цефеид, которые приведены в этой
работе А. А. Белопольского, оказались точнейшими. & этом можно
было убедиться после опубликования результатов объективного,
фотометрического изучения изменений интенсивности линий
в спектрах цефеид по измерениям, сделанным в более поздние
годы, в частности в Пулковской обсерватории (О. А. Мельников).
В настоящее время пульсационная гипотеза Н. А. Умова,
развитая математически Эддингтоном и советскими учёными А. Б. Север-
ным и Н. А. Козыревым, полностью подтвердилась. В атмосфере
цефеид действительно периодически изменяется давление, темпе-
ратура и другие физические характеристики.
ОТДЕЛ ЧЕТВЁРТЫЙ
СПЕКТРОСКОПИЯ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
А. А. Белопольский уделил много внимания
спектроскопическому наблюдению больших планет и комет. Его исследование
над осевым вращением Сатурна и его кольца (1895 г.) было
пионерским. В результате этого исследования было доказано, что

КОММЕНТАРИИ
311
кольцо Сатурна вращается не как твёрдое тело, а как масса,
состоящая из отдельных частиц. Голубоватый цвет кольца говорит
о том, что эти частицы очень мелкие, порядка длины волны
видимого света. Все работы А. А. Белопольского по вращению
планет очень перегружены фактическим материалом, содержащим
результаты измерений с микроскоп-микрометром. Поэтому в
сборнике приводятся лишь небольшие, но оригинальные и пионерские
заметки об исследованиях о:евого вращения больших планет.
В сборнике приведены также две заметки, в которых даются
результаты изучения уникальных спектрограмм комет 1911 и 1913 гг.,
полученных А. А. Белопольским в Пулковской обсерватории. Ниже
даны пояснения к указанным заметкам.
[1] В настоящей работе приведён отчёт (на заседании физико-
математического Отделения Академии наук) о работе по
спектроскопическому определению угловой скорости осевого вращения
Венеры. Этим вопросом А. А. Белопольский занимался много лет.
Из приведённого отчёта можно сделать заключение о трудностях
решения этого вопроса, как теоретических, так и в особенности
инструментальных. Указанные трудности были вызваны тем, что
наблюдающиеся смещения спектральных линий оказываются очень
небольшими, и направление оси вращения неизвестно. Для более
точного определения скорости вращения из наклона линии была
заказана по идее А. А. Белопольского специальная искривлённая
щель, компенсирующая обычный дефект призменных
спектрографов — кривизну линий. Вопрос о точном значении скорости
вращения Венеры, полученном спектрографическим методом, остаётся
не вполне решённым и до настоящего времени.
[2] Аналогично предыдущему отчёту сообщается о подобной
же работе для Юпитера. При этом было получено весьма уверенно,
что угловая скорость быстрого вращения Юпитера в области
тёмных экваториальных полос несколько отличается от таковой
в других частях поверхности. Дополнительно было показано, что
в области тёмных полос некоторые спектральные линии имеют
ширину, отличную от таковой в области световых полос, где они
шире. Результаты этих спектрографических исследований
Юпитера были подтверждены более поздними исследованиями других
авторов.
[3] Спектр кометы 1911 г. фотографировался в течение восьми
часов (три ночи). На спектрограмме, в фотографической области,
были обнаружены две полосы с заметной тонкой структурой.
Приведена таблица измеренных длин волн линий, составляющих
полосу. Для отождествления линий и сравнения А. А.
Белопольский сфотографировал спектр дуги между угольными электродами.
На спектрограмме вышла полоса 473—465 т(л, которая хорошо
заметна и в спектре кометы. Сравнение длин волн линий в
полосе дало возможность получить лучевую скорость кометы,
которая оказалась близкой к эфемеридной. Параллельно с
щелевыми спектрограммами были получены на том же инструменте

312
КОММЕНТАРИИ
с привинченной призменной камерой бесщелевые снимки
спектров. На них виден сплошной спектр и молекулярные полосы
соединений углерода. Эти спектры кометы 1911 г. являются
уникальными.
[4] Работа аналогична предыдущей. Снят спектр ядра кометы
1913 г. Спектр выглядел сплошным с тёмными линиями
поглощения, без следов эмиссии. Измерения линий поглощения дали со-
ответствющие скорости, с помощью которых сравнением с эфе-
меридными значениями было доказано, что сплошной спектр
поглощения кометы является отражённым солнечным.
ОТДЕЛ ПЯТЫЙ
ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРА СОЛНЦА И СОЛНЕЧНЫХ
ОБРАЗОВАНИЙ
Этому вопросу А. А. Белопольский уделял большое внимание
на протяжении всей своей научной деятельности. В 1906 г. он
произвёл первое исследование спектров солнечных пятен, а в 1915 г.
провёл первую спектрофотометрическую работу по определению
их температур (по спектрам). С первых же лет работы в Пулкове
А. А. Белопольский продолжал московские исследования Ф. А
Бредихина по изучению спектров протуберанцев и солнечных
извержений (эрупций), открыв в спектре последних самообращение
слабых линий. С 1924 г. А. А. Белопольский по международной
программе вёл спектроскопическое определение осевого вращения
Солнца, получив результаты наивысшей возможной точности.
Последнее его исследование по этому вопросу было опубликовано
уже посмертно. Ниже комментируются работы, приведённые
в сборнике.
[1] Эта работа содержит ответ на критические замечания по
поводу работы А. А. Белопольского об аналогии между
движениями в жидкой сфере и на Солнце, которая приведена в отделе
первом. В этой.работе исчерпывающе полно показано, что
приведённые возражения несостоятельны. При этом в данной
работе А. А. Белопольский объяснил физический смысл различных
образований, наблюдаемых на поверхности Солнца. Именно, с
учётом причин возникновения различных образований ему удалось
снова подтвердить свои выводы относительно аналогии между
движениями на поверхности Солнца и циркуляциями в жидкой сфере.
При этом А. А. Белопольский указывал на аналогию (и только
на аналогию, а не на тождество) этих движений. Последующие
измерения угловой скорости вращения Солнца на разных
широтах и высотах в атмосфере, которые производил А. А.
Белопольский на диффракционном и трёхпризменном спектрографах в
Пулкове вместе с учениками, а также изучение солнечной атмосферы
советскими и зарубежными учёными в основном подтвердили
выводы, сделанные А. А. Белопольским. В настоящее время

КОММЕНТАРИИ
313
считается установленным, что Солнце вращается с различной
угловой скоростью (в зависимости от глубины слоев атмосферы и
широты).
[2] В отчёте на заседании 9 октября 1902 г. сообщается, что
А. А. Белопэльским было открыто самообращение слабых
водородных линий на краю солнечного диска и особенно отчётливо —
в спектрах протуберанцев. До этого времени самообращение
наблюдалось только для линий ионизованного кальция и для
линии D3 гелия (также открытое Белопольским). В отчёте указано,
что аналогичное самообращение линий наблюдается и в спектре
γ Волопаса. На следующем заседании (23 октября 1902 г.)
А. А. Белопольский сообщил, что, применив метод подчёркивания
слабых линий (изложенный в отделе первом) к звёздам типа
γ Волопаса, он обнаружил аналогичное самообращение
спектральных линий также и в спектрах τ Лебедя, α Треугольника и
μ Волопаса. Эти результаты наблюдённых эффектов в звёздных
спектрах могут быть сопоставлены с аналогичными явлениями,
наблюдающимися в спектре края солнечного диска, приведёнными
выше. Однако, А. А. Белопэльский ограничился констатированием
наблюдённого явления самообращения, которое в случае звёздных
спектров, как известно в настоящее время, имеет другую причину.
[3] Это первое в мировой литературе подробное
количественное описание спектра ядер солнечных пятен по сравнению
со спектром фотосферы. Визуальные относительные оценки ин-
тенсивностей линий поглощения позволяют судить о различии
физических условий в пятнах (спектральный тип КО—К5) и
в фотосфере (спектральный тип GO—G2).
В. настоящей работе содержится описание спектров пятен и
измерение смещения линий в них для вывода движений,
наблюдаемых в пятнах. Логичным развитием этой работы явилось
первое в мировой литературе фотометрическое определение
цветовой температуры солнечных пятен, которое А. А. Белопольский
произвёл в 1915 г. Это исследование он посвятил памяти
П.Н.Лебедева, который ещё в 1904 г. предложил оригинальный
пирометрический способ определения яркостной температуры
солнечных пятен и построил для этой цели специальную установку,
которую и предложил А. А. Белопольскому использовать для
систематических наблюдений.
ОТДЕЛ ШЕСТОЙ
ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРОВ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ
ТУМАННОСТЕЙ
Вопросами спектров внегалактических туманностей А. А.
Белопэльский интересовался всегда. Однако, в этой области
исследования он ограничился лишь некоторыми выводами, сделанными
из опубликованных результатов наблюдений. Один из выводов

314
КОММЕНТАРИИ
о «старении квантов», сделанный в комментируемой ниже заметке,
сыграл важную роль в истории развития учения о строении
вселенной.
Счень интересна также популярная статья об исследованиях
спектров внегалактических туманностей.
[1] В этой заметке, опубликованной в 1929 г., А. А. Бело-
польский впервые вывел из наблюдений величину «старения
квантов», т. е. изменения их собственной энергии ftv на величину
Δ (ftv) = h · Δν в зависимости от расстояния. Эта гипотеза
«старения квантов» объясняла, как тогда казалось, красное смещение
линий, наблюдаемое в спектрах некоторых групп звёзд и
внегалактических туманностей. Сейчас выяснено, что эта гипотеза
без особых, весьма искусственных ограничений не даёт
правильного объяснения наблюдаемого красного смещения. Если бы
такое «старение квантов» по мере их движения в пространстве
происходило в действительности, то внегалактические туманности
выходили бы на фотографиях размытыми, что на самом деле не
наблюдается. Несмотря на это, гипотеза старения квантов сыграла
свою большую положительную роль, так как вызвала целый ряд
теоретических исследований, необходимых для решения
сложнейшей проблемы «красного смещения» и строения наблюдаемой
части вселенной. Вопрос об истинной природе «красного
смещения» (или Af-эффекта) в спектрах внегалактических туманностей
не решён ещё и до настоящего времени.
Природа же /С-эффекта в случае звёзд (как положительного,
так и отрицательного по знаку) в большинстве случаев была
выяснена в последние годы, правда, не однозначно. В даннем
случае явление наблюдается в результате сложения смещения
спектральных линий, происходящих из-за специфических
движений звёзд в Галактике (в частности, и групповых), из-за наличия
"движений групп атомов в атмосфере звёзд (расширение, сжатие,
конвекция) и из-за изменения частот излучения в
гравитационных полях массивных тел (красное смещение теории относитель-
'ности).
[2] Работа представляет собой популярное изложение
сведений о спектрах внегалактических туманностей, которые были
известны до 1930 г. Это изложение написано с присущей его
автору оригинальностью. В частности, в нём использована идея
«старения квантов».
ОТДЕЛ СЕДЬМОЙ
ДОКЛАДЫ
Работы А. А. Белопольского по истории астрономии,
некрологи, посвященные многим знаменитым учёным (написанные им
в течение всей жизни в большом количестве), популярные
лекции, доклады и т. д., представляются весьма поучительными й
ценными. Все они отличаются чёткостью и содержательностью.

КОММЕНТАРИИ
315
Ниже мы комментируем только одну из этих работ — доклад
А. А. Белопольского на торжественном собрании Академии наук
в 1912 г. «О современных задачах астрономии», который
включён в настоящий сборник.
[1] Эта работа представляет собой знаменитую речь,
читанную А. А. Белопольским на торжественном собрании Академии
наук 29 декабря 1912 г. В ней в популярной форме интересно и
содержательно изложены вопросы изучения расстояний и
движений звёзд. При этом уже тогда А. А. Белопольекий предвидел
важность наблюдённой зависимости скоростей звёзд от
спектрального типа; он также правильно считал, что в этом вопросе
большое значение имеют расстояния звёзд от Солнца, т. е. их место
в Галактике. А. А. Белопольекий закончил свою речь перед
виднейшими учёными Академии замечательными словами: «... Как
вы изволите видеть, сделано немного, остаётся впереди огромная
работа, но астрономы бодро смотрят на предстоящий им путь
с верой и надеждой, что энергия преодолеет все трудности и
увенчает, может быть, в отдалённом будущем, их изыскания
блестящим успехом».
И эта энергия действительно увенчала труды астрономов
успехами. В настоящее время открыты и изучены особенности
движений звёзд и их распределение в Галактике. При этом
советские астрономы изучают эти особенности в их развитии, ни
на минуту не забывая о том, что нельзя, изучая движение и
распределение звёзд, не учитывать и тот факт, что сами звёзды
в это время могут претерпевать существенные изменения. В эту
огромную работу, которую предвидел А. А. Белопольекий,
советские астрономы внесли большой вклад, обогатив тем самым
отечественную и мировую науку.

ПРИЛОЖЕНИЕ 1
В работах А. А. Белопольского можно встретить прежние
обозначения спектральных типов звёзд по Секки и по Фогелю.
В настоящее время общепринятой спектральной классификацией
является гарвардская в её окончательном виде. Все последующие
классификации были лишь развитием гарвардской в том смысле,
что наряду с классом спектра был введён класс светимости и,
следовательно, классификация стала двухмерной. Но элементы
этой двухмерности содержатся и в гарвардской классификации,
в которой звёзды разделены на карлики, гиганты и сверхгиганты
в соответствии с их светимостью. Ниже приводится
сопоставление классификаций. Конечно, это сопоставление является грубым,
скорее качественным, так как во многих случаях звёзды,
принадлежащие к одному классу в данной классификации, попадают
в два различных класса в другой классификации.
Спектральные типы по классификациям
По
Секки
(V)
(V)
(V)
(V)
(V)-IO
(V)-IO
10
10
10
10
10
10
10 —I
10 —I
ν
I
I
I
I
По
Фогелю
lib
lib
lib
lib
lib
lb
lb-
lb
lb
lb
lb
lb
lb
Icl—Ic2
la 2
la 2
la 3
la 3

Гарвардская
Ρ *)
Oa
Ob
Oc
Od
Oe
Oe5
BO
Bl
B2
B3
B5
B8
B9
Oe5p—B9p
A0
A2
A3
A5
III
III
III
III
IV
IV
IV
IV
IV
IV
IV
По
Секки
-И
-III
По
Фогелю
la 3
la 3

Гарвардская
F0
F2
ИаЗ — На F5
Па
На
На
На
На
Па —Ша
Ша
Ша
Ша
Ша
ШЬ
ШЬ
ШЬ
ШЬ
ШЬ
ШЬ
ШЬ
F8
G0
G5
ко
К2
К5
Ма (МО)
Mb (МЗ)
Мс (М 6,5)
Md
R0
R3
R5
R8
Na (N0)
Nb (N3)
Nc
*)· Планетарные туманности.

ПРИЛОЖЕНИЯ
317
ПРИЛОЖЕНИЕ 2
Список всех работ А. А. Белопольского за 1877—1934 гг.
приведён в Бюллетене Комиссии по исследованию Солнца, т. IV,
10—11, 1934 г. Список основных отзывов, статей и некрологов
о А. А. Белопольском приводится ниже.
1. Ф.А.Бредихин, О. А. Баклунд, Ф. Бельштейн,
Н. Я. С о н и н, Μ. Α. Ρ ы к а ч е в, Б. Б. Голицын., Записки
об учёных трудах А. А. Белопольского. IV приложение к
протоколу II заседания Φ. М. О. АН, 9, II, 1900 г., § 66; II
приложение к протоколу IV заседания О. С. АН, 1, IV, 1900, § 691.
2. О. А. Б а к л у н д, Ф. А. Бредихин, Н. Я. С о н и н.,
Записки об учёных трудах адъюнкта А. А. Белопольского.
II приложение к протоколу I заседания Φ. Μ. Н. АН, 8, I,
1903, § 22; IV приложение к протоколу III заседания О. С.
АН, 1, III, 1903, § 70.
3. Белопольский Аристарх Аполлонович,
Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрэна, т. I (дополн.), стр. 347,1905.
4. Белопольский Α. Α., Новый энциклопедический словарь,
т. VIII, стр. 910.
5. О. А. Баклунд, Н. Я. С о н и н, А. М. Л я π у н о в., Записка
об учёных заслугах А. А. Белопольского.
6. Белопольский Α. Α., Автобиография, материалы для
Биографического словаря действительных членов Академии наук,
1889—1914 гг., I, И, 1915.
7. Белопольский Α. Α., Автобиография. Огонёк № 43,1927.
8. Белопольский Α. Α., Большая Советская Энциклопедия,
т. V, 350, 1927.
9. В. Φ. Г а з е, А. А. Белопольский, «Творцы науки о звёздах».
Ленинград, 1930.
10. М. С. Эйгенсон, А. А. Белопольский, «За
социалистическую науку», 20, V, № 14 (58), 1934.
11. С. Н. Б л а ж к о, В. Г. Φ е с е н к о в., Памяти А. А. Бело-
польского, «Мироведение», № 5, 1936.
12. Б лаж к о С. Н., А. А. Белопольский. История
астрономической обсерватории Московского университета, Учёные
записки МГУ, 1941, вып. 58, раздел «Астрономия».
13. Фесенков В. Г., А. А Белопольский. «Люди русской
науки», т. 1, 1948.
14. Блажко С. Н., Белопольский Α. Α., Большая Советская
Энциклопедия, т. IV, 1950.
15. Π е ρ е л ь Ю. Г., Выдающиеся русские астрономы, Гостех*
издат, 1951.
16. Бердичевская B.C., Аристарх Аполлонович
Белопольский. Астрономический календарь на 1954 г.
17. Struve О., A. A. Belopolsky, Р. А. 43, 16, 1935.
18. Newall Η. F., Aristarch Belopolsky, Μ. Ν. 95,338, 1935.

СОДЕРЖАНИЕ
А. А. Белопольский (1854—1934). Научно-биографический
очерк О. А. Мельникова δ
А. А. БЕЛОПОЛЬСКИЙ.
АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ТРУДЫ
Отдел первый
ЛАБОРАТОРНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ И ИСПЫТАНИЯ ИНСТРУМЕНТОВ
Об аналогии между движениями на поверхности Солнца и
циркуляциями во вращающейся жидкой сфере 61
О спектрографической характеристике тридцатидюймового
пулковского рефрактора 68
О характеристике вспомогательной линзы для
спектрографических исследований с тридцатидюймовым
рефрактором Пулковской обсерватории 75
Опыт исследования принципа Допплера — Физо, не прибегая
к космическим скоростям 79
Об одном способе подчёркивания слабых линий звёздных
спектрограмм 93
Исследование спектрографа Пулковской обсерватории № III 99
Исследование спектров гейслеровых трубок 118
Солнечный спектрограф Академии наук 136
Отдел второй
ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫХ И КРАТНЫХ ЗВЁЗД
О звезде αϊ Близнецов как спектрально-двойной 143
Определение лучевых скоростей γ Девы 174
Определение лучевых скоростей компонентов двойной звезды
γ Льва (2,0 и 3,5 величины) . ♦ 193
По поводу статьи проф* П. Н. Лебедева «Об особенностях
спектра β Возничего» 203

СОДЕРЖАНИЕ 319
Отдел третий
ИССЛЕДОВАНИЯ ПЕРЕМЕННЫХ И НОВЫХ ЗВЁЗД
Новые исследования спектра β Лиры 207
Результаты спектральных наблюдений новой Персея
в Пулкове 220
О новых переменах в спектре звезды а2 Гончих Псов» . . . 222
Об изменении интенсивности линий в спектрах некоторых
цефеид 226
Отдел четвёртый
СПЕКТРОСКОПИЯ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Определение угловой скорости осевого вращения планеты
Венера 234
Определение угловой скорости осевого вращения планеты
Юпитер 236
Спектр кометы 1911 с 239
О спектре ядра кометы Делавана (1913 f) 243
Отдел пятый
ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРА СОЛНЦА И СОЛНЕЧНЫХ ОБРАЗОВАНИЙ
О движениях, наблюдаемых на поверхности Солнца .... 246
О самообращении линий в спектре солнечных извержений
и в спектрах звёзд 252
О спектре солнечных пятен 255
Отдел шестой
ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРОВ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ ТУМАННОСТЕЙ
Звёзды и внегалактические туманности 266
Новые исследования спиральных туманностей 268
Отдел седьмой
ДОКЛАДЫ
Современные задачи астрономии. Расстояния и движения
звёзд 274
КОММЕНТАРИИ И ПРИЛОЖЕНИЯ 299

Α. А, Белопольский. Астрономические труды
Редактор Л. В. Самсоненко
Техн. редактор Р. А. Негримовская.
Корректор С. Я. Емельянова
Сдано в набор 6/IX 1954 г. Подписано к
печати 6/ХИ 1954 г. Бумага 84х108/32. Физ.
печ. л. 10+1 вклейка. Условн. печ. л. 16,5.
Уч.-изд. л. 16,35. Тираж 3000 экз. Т-08477.
Цена книги 6 руб. 90 коп. Заказ № 1719.
Государственное издательство
технико-теоретической литературы
Москва, Б. Калужская, 15
Министерство культуры СССР.
Главное управление
полиграфической промышленности.
4-я тип. им. Евг. Соколовой.
Ленинград, Измайловский пр.» 29.