Книга -

Теперь оказалось, что у нормальных звезд спектр определял два параметра: эффективную температуру, измерявшую интенсивность исходящего из звезды потока энергии, и напряжение сил тяжести на поверхности звезды. Оно определяло градиент плотности в атмосфере, малый у звезд-гигантов и большой у карликов, создававший различия в иптепсивностях искровых и дуговых линий, которые эмпирически рассматривались и представлялись загадочным эффектом абсолютной величины. Поскольку оказалось, что интенсивности линий в спектрах звезд зависят от силы тяжести, стала очевидной неправильность прежнего мнения о том, что массы звезд можно определить только у двойных звезд. Силу тяжести, а следовательно, и массу любой звезды стало возможным оценить по ее спектру при условии, что измерения достаточно точны, а теория удовлетворительно разработана.

Каковы были в действительности температуры звезд? Первые попытки измерения их температуры основывались на распределении интенсивности в спектре. У звезд более горячих, чем Солнце, излучение в коротких волнах — синих и фиолетовых — было относительно интенсивнее, и в длинных — желтых и красных — относительно более слабое, чем у Солнца. У более холодных звезд все было наоборот. Формула Планка позволяла подсчитать численное значение температуры по измеренным разностям ин- тенсивностей. Вильзпнг и Шейнер в Потсдаме провели (в 1905— 1910 гг.) визуальные измерения интенсивности многих линий в спектро 109 звезд различных спектральных классов. Стандартом сравнения было раскаленное тело известной температуры. Розен- берг в Тюбингене в 1914 г. опубликовал измерения фотографических спектров семидесяти звезд, сравнивавшихся с Солнцем. Результаты расходились довольно сильно: потсдамцы нашли для классов АО и МО 9300° и 3100°, а Розенберг для них же — 28000° и 2600°. Вскоре выяснилось, что излучение звезд несколько иное, чем излучение абсолютно черного тела, т. е. что формула Планка здесь не подходит. [Строго говоря, все это оставалось неопределенным до тех пор, пока не была выдвинута удовлетворительная теория излучения звездных атмосфер.] Практически, однако, можно было все получить благодаря эмпирическому выравниванию и лучшему исключению источников ошибок. Для АО-звезд теперь в основном принималось 10000°—11000°, а для МО-звезд — около 3000°.