Книга -

Пионерами в этой области были Генри Дрэпер в Америке и Хеггинс в Англии. При помощи им самим отшлифованного зеркала с отверстием в 72 см и кварцевой прпзмы, установленной перед фокусом (кварц не поглощает ультрафиолетовые лучи, как стекло), Дрэперу удалось в 1872 г. впервые сфотографировать спектр звезды (Беги). Затем он работал с рефрактором в 28 см и спектрографом Браунинга, при помощи которых в 1879—1882 гг. снял спектры пятидесяти звезд. Вскоре после Дрэпера спектры звезд удалось сфотографировать также и Хеггинсу. При этом он открыл в ультрафиолетовой части спектра Беги, Сириуса и других белых звезд ряды линий (рис. 66), располагавшихся все более и более плотно друг к другу. Они продолжали ряд водородных линий (H_v и Не в голубой и фиолетовой частях спектра), поэтому Хеггинс без колебаний приписал их водороду. Это были те самые ряды, которые уже наблюдались фотографически в спектре хромосферы и которые вскоре после этого были столь изящно представлены формулой Бальмера.

После смерти Дрэпера в 1882 г. его вдова подарила все инструменты и некоторую сумму денег в виде «Мемориального фонда Генри Дрэпера» Гарвардской обсерватории для завершения работы по звездным спектрам. Редко скромная денежная сумма приносила столь большую пользу науке. Пиккеринг использовал ее на приобретение объектива для широкоугольного телескопа, перед которым была помещена неподвижная «объективная призма» — большой стеклянный диск, отшлифованный в виде призмы с малым углом преломления. Благодаря этому в фокальной плоскости «место круглых изображений звезд получались линейчатые или полосчатые спектры (рис. 67). На одпой пластинке одновременно получались спектры сотен звезд в большом поле зрения. Их классифицировали по внешнему виду, обозначая буквами А, В, F, G, К, Μ, N, выражавшими существенные различия звездных спектров. А и В оказались идентичными первому типу Секки; F, G, К - второму типу; M — третьему, a N — четвертому. Первый «Henry