Книга -

В XIX в., по мере возрастания количества хороших определений положений при помощи меридианного круга, стало появляться все большее число каталогов собственных движений. Наиболее важным из них была изданная в 1888 г. новая обработка А. Ауверсом брадлеевых звезд. В течение многих лет каталог Ауверса — Брадлея оставался основой всех исследовании о движении звезд, до тех пор, пока в 1910 г. его не вытеснил «Preliminary General Catologue » («Предварительный генеральный каталог») JI. Босса, содержавший 6188 звезд. Теперь все вычисления проводились на основе этих и различных других каталогов собственных движений, подтверждавших результаты Гершеля и Аргеландера. Определения положения так называемого апекса (точки, к которой движется Солнце) в среднем давали точку на небе с прямым восхождением 270° и склонением +30°, кроме одного исключения. Когда Кобольд обработал весь этот материал по методу Бесселя, он нашел апекс, расположенный значительно ближе к экватору. Что могло дать столь отклонявшийся результат, первое время оставалось непонятным.

Оказалось, что по измерениям лучевых скоростей большого числа звезд также можно обнаружить движение солнечной системы. Кроме направления на апекс, они могли также дать линейную скорость. В 1901 г. Кемпбеллу по 230 звездам, а в 1911 г. по значительно большему материалу — лучевым скоростям 1180 звезд, определенным на Ликской обсерватории, удалось вывести не только положение апекса (он нашел точку с прямым восхождением 268° и склонением 4-25°), но также и скорость Солнца в линейной мере. Она оказалась равной 19—20 км/сек, т. с. того же порядка, что и орбитальная скорость Земли вокруг Солнца (27 км!сек) ).

Так было доказано, что в звездных движениях действительно существует определенная регулярность, дрейф ® определенном направлении — (К антиапексу (с прямым восхождением 90°, склонением — 30°). Однако этот дрейф — лишь кажущийся, являющийся отражением движения (нашего Солнца относительно совокупности (всех звезд. Предпринимавшиеся ов XIX св. попытки определения регулярности действительных движений в звездной системе оставались безрезультатными¹. Так, например, Мэдлер s 1848 г. полагал, что ему удалось вывести общее движение около центра тяжести, находящегося в Плеядах. Но он ошибся. Освобожденные от «параллактического движения», связанного с движением Солнца, остаточные «пекулярные движения» обнаружили только неправильное случайное распределение. И <все же удалось извлечь пользу и из этой работы. Так как Солнце за 100 лет перемещается на расстояние, в 420 раз большее расстояния от Солнца до Земли, «то параллактическое смещение звезды за 100 лет будет в 420 раз больше ее параллакса. Таким способом можно было найти расстояние до удаленных звезд, но не для отдельных звезд, имеющих свои пекулярные движения, а среднее для групп звезд.