Книга -

Зависимость между светимостью звезды и иптенсивностью линий в ее спектре, столь заметная в с-звездах, проявлялась также (конечно, в меньшей степени) при сравнении обычных гигантов и карликов. Когда эти качественные различия были выражены в строгой количественной форме, только тогда можно было определить абсолютную величину звезды по интенсивности ее спектральных линий. Колышоттер и Адаме на обсерватории Маунт Вилсон в 1914—1918 гг. практически разработали этот метод, использовав все доступные данные о звездах классов F, G и К. Для каждого класса (или подкласса) данные о параллаксах и собственных движениях использовались для вычисления абсолютных величин, после чего составлялись эмпирические таблицы связи светимости с интенсивностью линий. Эти таблицы служили для определения светимостей всех других звезд. Из сравнения абсолютной величины с известной видимой величппой звезды сразу Hie находились ее расстояние и параллакс.

Так неожиданным образом удалось найти способ для определения параллаксов, которые были слишком малы для непосредственных измерений. Если звезда была достаточно ярка для того, чтобы можно было снять ее спектр, параллакс удавалось найти, как бы он ни был мал. Такие спектроскопические параллаксы имели ошибку, составлявшую в среднем Vs величины самих параллаксов. В 1914—1918 гг. на Маунт Вилсон получены параЛ" лаксы около 1400 звезд классов F, G и К. Этому методу определения параллаксов вскоре последовали на многих других обсерваториях.

Между тем физика теперь сделала большой шаг вперед, который мог дать всем этим эмпирическим открытиям и методам теоретическую основу и полное объяснение. Сразу же после того как Бор в 1913 г. выдвинул свою теорию атома, оп смог дать объяснение серии Пиккеринга у О-звезд. Появление этой серии вызывали не атомы водорода, а атомы ионизованного гелия. Когда атом гелия терял один из своих двух электронов, он становился похожим на атом водорода, с аналогичными линиями в спектре. Однако из-за того, что заряд ядра атома гелия был вдвое больше заряда ядра атома водорода, линии ионизованного гелия располагались вдвое ближе друг к другу. С этим было связано то обстоятельство, что 0-звезды, несмотря на свой нередко более желтый цвет, имели температуру выше В-звезд с неионизованным гелием. Теперь оказалось также, что ионизованные атомы других элементов испускали и поглощали локьеровские «enhanced lines», т. е. наши искровые липни или характеристические с-линии мисс Мори. Правда, уже Локьер также предполагал, что элементы должны распадаться из-за высоких температур и сильных электрических разрядов. Однако при этом он ошибочно считал их более простыми протоэлементами. Они распадались на ионизованные атомы и свободные электроны.