Энциклопедический словарь (Т-Ф)

Т. были исследованы спектрально впервые Хёггинсом в 1864 г. Он открыл, что спектр многих Т. состоит лишь из нескольких отдельных светлых линий, т. е. эти Т. состоят из раскаленного, светящегося газа. Такой «газовый» спектр дают все большие, неправильной формы Т. (Орион. h Корабль, омега, dumpbell), а также, повидимому, все кольцеобразные и планетарные Т. Напротив того, спиральные Т. (в Андромеде, Гончих Собаках) дают непрерывный спектр такой же, как и спектр шарообразных звездных куч, т. е. эти миры состоят не из газа, а из отдельных твердых или жидких раскаленных частиц. В сплошном спектре Т. Андромеды заметны лишь широкие полосы поглощения около его красного конца, Замечательно, что «газовый» спектр всех Т. почти одинаков. В нем неизменно видны четыре главных линии: одна, наиболее яркая, в зеленом цвете с длиной волны в 500mm.; три — с длинами волн в 496, 486 и 434mm. — в голубом и фиолетовом. Последние две линии, быть может, совпадают с линиями F и Нg водорода. Сначала принималось, что зеленая линия соответствует одной из линии спектра азота. Теперь это мнение всеми оставлено и даже можно считать доказанным (Килер), что первым двум линиям спектра Т. не отвечает ни одна из линий солнечного спектра: вещество, производящее их, нам неизвестно. Спектры Т. различаются между собой лишь относительной яркостью основных линии, при чем зеленая неизменно превосходит все остальные. Для Т. Ориона Фогель оценивает яркости как 10:5:8:1. В 1888 г. Копеланд открыл в спектре Т. Ориона слабую желтую линию, совпадающую с линией гелия D3. Та же линия оказалась в спектрах некоторых других Т. Фотография обнаружила присутствие еще нескольких линии в фиолетовом конце спектров. Для объяснения характерных спектров Т. приводились следующие соображения (Цёлльнер). При изменении плотности и температуры тела, дающего спектр, перемещается в спектре область его наибольшей яркости. Если плотность газа постепенно уменьшается при постоянной температуре, то число линии в спектре газа должно уменьшаться и спектр может быть сведен, наконец, к одной линии, положение которой в том или другом цвете и зависит от температуры и состава газа. Хёггинсу. напр., удалось свести спектр азота к одной зеленой линии. Подобные опыты повторяли Франкланд и Локайер. Эта теория объясняет также и отсутствие в спектре Т. линии С обыкновенно столь яркой в спектре водородной. Невозможно, однако, допустить, что в различных областях пространства вполне повторяются столь одинаковые условия давления и температуры, вызывающие один и тот же монохроматический спектр Т. Скорее нужно думать, что здесь мы видим особое специфическое состояние вещества, нам неизвестное. Подтверждением этому служит в то, что все исследованные спектрально «новые» звезды, в начале своего появления дававшие крайне сложные спектры с темными и яркими линиями, затем перерождались в планетарные Т. с их характерным спектром. Таковы были Nova Cygni (1876), Nova Aurigae (1893), к тому же спектру уже пришла и Nova Persei, вспыхнувшая в прошлом году. Здесь мы имеем даже фактическое опровержение пресловутой «небулярной» космогонической гипотезы — очевидно, нельзя рассматривать Т. как не сложившиеся еще звезды. В Т. и тесных «звездных» кучах нужно, напротив того, видеть особые типы миров, совершенно отличных от звезд (понимая под этим словом светила, аналогичные нашему солнцу); а строение и условия равновесия этих миров нам непонятны.

В. Cepaфимов.

Тундры