Книга -

Ионизация однократная (а также и многократная) теперь выдвинулась паравне с обычным поглощением и излучением как господствующий фактор в разнообразных излучениях звезд. Для астрофизики учение об ионизации стало особенно плодотворным с тех пор, как индийский физик Мегхнад Саха вывел в 1920 г. формулу ионизации. Она могла дать степепь ионизации любого вида атомов как функцию температуры и давления. Интенсивность спектральной линии стала теперь количественно вычислимой величиной, определяемой физическим состоянием атмосферы. И обратно, физическое состояпие выводилось теперь из интен- сивностей линий в спектре. Так, формула иопизации стала исходным пунктом для количественного изучения звездных спектров. Саха сразу же смог в главных чертах объяснить последовательность спектральных классов от О и В через A, F и G к К и М, т. е. последовательное появление линий гелия, водорода и металлов, как результат некоторого различия температур. Раньше, называя звезды гелиевыми, водородными или металлическими, думали о различии их химического состава. Теперь выяснилось, что одно только различие температур могло создавать все эти различия в спектре, проявлявшиеся даже при совершенно одинаковом химическом составе звездных атмосфер. Формула Саха» дававшая возрастание ионизации при уменьшавшемся давлении и плотности, объясняла вместе с тем высокую интенсивность искровых линий у имевших большой объем, а поэтому и в высшей степени разреженных звезд-гигаптов.

Благодаря теоретической работе Г. Н. Рессела, который в 1022 г. применил ионизационную формулу к астрофизической практике, а также благодаря Милну в Оксфорде, разработавшему теорию звездных атмосфер, и, наконец, практической работе Цецилии Г. Пейн на Гарвардской обсерватории, применившей ее с 1924 г. к материалу гарвардских спектров, изучение звездных спектров получило твердое обоснование и современную форму.