Книга -

Вывод геометрических и других элементов затмения (относительных размеров и яркости обеих звезд, наклонности и величины орбиты) по форме кривой блеска требовал утомительных и обширных вычислений по формулам, выведенным Пиккерингом в 1880 г. и Майерсом в 1895 г. ). Этот вопрос получпл исчерпывающее решение только в 1912 г., когда Генри Норрис Рессел из Принстона составил схему практического вычисления, основанного на множестве вспомогательных таблиц. В 1913 г. Харлоу Шепли использовал ее при тщательном определении геометрических элементов всех затменпых переменных, для которых Дэган получил достаточно полный наблюдательный материал. Поскольку был неизвестен еще один элемент — распределение яркости по диску, Шеилн вычислил остальные элементы для двух разных предельных возможностей: равномерной яркости по всему диску и яркости, столь сильно спадающей к краю, что на самом краю она становилась равной пулю. Оказалось, что измеренные яркости можно было почти всегда достаточно удовлетворительно представить при помощи обеих гипотез. Это означало, что коэффициент потемнепия к краю невозможно было найти таким способом. Кривые блеска, вычисленные для обоих случаев (каждая со своими собственными элементами), почти полностью совпадают. Отклонения, встречавшиеся в нескольких местах, составляют несколько сотых звездной величины. Таким образом понятно, что фотометри-

) Значительно упростил эту проблему С. Н. Бла&кко в его малоизвестной работе 1910 г. (Прим. ред.) ческие результаты были еще довольно грубы для того, чтобы сделать выбор между двумя гипотезами. Были необходимы лучшие измерения.

К счастью, в этот период появились более точные физические методы. Около 1911 г. немецкие физики Элетер и Гейтель усовершенствовали фотоэлемент, превратив его в высшей степени чувствительный инструмент для измерения слабых освещенностей. Вскоре такие фотоэлементы были применены к звездам Гутником и Прагером на Берлинской обсерватории и Розепбергом в Тюбингене. Они показали, что блеск звезды можно измерить в 10 раз точнее, чем это было возможно раньше при глазомерных оценках. Различия блеска приходилось выражать числами с тремя десятичными знаками, с ошибкой не более нескольких тысячных долей звездной величины вместо сотых. Для фотометрии обычных звезд нет необходимости в такой точности, но для переменных звезд сна весьма важна. Оба берлинских астронома открыли теперь слабую переменпость у мпогих. звезд, до тех пор и пе подозревавшуюся. Новый метод был особенно важен в применении к проблеме затменных переменных. Джеральд Крон на Ликской обсерватории сконструировал весьма чувствительный инструмент этого типа и измерил с его помотцью в 1937—1938 гг. блеск звезды 21 Кассиопеи (типа Алголя) на протяжении всей фазы затмения с вероятной ошибкой не более O^m, 002. Отсюда он действительно смог определить коэффициент потемнения к краю, равный 0,58 ± 0,04, т. е. впервые получить достаточно надежное значение ) в дополнение к значению этого коэффициента для Солнца.