Книга -

Однако теперь мир неподвижных звезд сам постепенно стал предметом и целью астрономии. После пионерской работы Вильяма Гершеля новый век внес большее совершенство и точность в изучение неподвижных звезд. Правда, за исключением обычного измерения положений, на первом месте стояло изучение необычных объектов. Было установлено основное положепие, что звезды представляют собой весьма удаленные солнца, однотипные с нашим Солнцем. Но все же полного сходства здесь не было. Между ними существовало большое различие. Конечно, основное внимание должны были привлекать необычные, особые объекты, такие как двойные и переменные звезды и звездные скопления.

Двойные звезды были столь странны для мировоззрения того времени, что спачала даже подвергалось сомнению само существование десятков и сотен таких звезд. Люди не только привыкли к виду одного Солнца в солнечной системе. Они были также убеждены в целесообразности существования источника света и тепла в центре скопления холодных нланет для поддержания на них жизни. Для какой цели творец или природа моглн создать систему из двух, зачастую неодинаковых и различно окрашенных звезд? Как должны были бы двигаться планеты около двух этих солнц? Правда, такие планеты никогда не удавалось видеть, но все же они представляли собой интересную теоретическую проблему (впоследствии ее изучал Эллис Стремгрен в Копенгагене). Астрономы сразу же поставили более практический вопрос: ка-

KOBO должно быть движение двух солнц по отношению друг к другу? Существовало убеждение, что закон тяготения Ньютона, выведеппый для нашей солнечной системы, был верен и для этих отдаленных звездных миров. Двойные звезды как раз и могли решить этот вопрос, так как известно, что по закону Ньютона два взаимно притягивающихся тела должны описывать эллипсы (вообще говоря, конические сечения) вокруг общего центра тяи«е- сти системы. Эти орбиты, наблюдаемые с Земли иод некоторым наклоном, остаются эллипсами, но иной формы и с совершенно другим фокусом. Таким образом, первой задачей явилось проведение точных измерений относительного положения обоих компонентов и вывод отсюда их видимой орбиты, а после этого — действительной орбиты.