Материал этого параграфа написан при участии Э. В. Кононовича.

81

 

2. Строение Солнца. Как и все звезды, Солнце — раскаленный
газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10%
(по числу атомов) гелия. Количество атомов всех остальных элемен-
тов вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше, Однако по массе
на эти более тяжелые элементы приходится 1—2% массы Солнца.

На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы лишены
внешних своих электронов, которые становятся свободными части-.,
цами ионизованного газа — плазмы.

Для определения средней плотности солнечного вещества надо
массу Солнца поделить на его объем:

это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз боль-
ше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных
слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре — в
100 раз больше, чемq.

Под действием сил гравитационного притяжения, направлен-
ных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.
Если бы вещество внутри Солнца было распределено равномерно
и плотность всюду равнялась средней, то рассчитать внутреннее
давление было бы легко. Сделаем приближенно такой расчет для
глубины, равной половине радиуса.

Сила тяжести на этой глубине будет определяться только
притяжением масс, находящихся внутри сферы радиусом УгЯ©-
Объем этой сферы составляет 1/8 от объема всего Солнца, и при
постоянстве плотности в нем заключена l/sMe. Следовательно,
по закону всемирного тяготения гравитационное ускорение на рас-
стоянии /2Rq от центра «однородного» Солнца составит:

Сила давления на данной глубине складывается из силы тяжести
всех вышележащих слоев. Само же давление будет (численно) рав-
но силе тяжести радиального столбика вещества высотой l/2RQ>
расположенного над площадью S = 1 м2 в рассматриваемой точке.
В этом столбике заключена масса

Поэтому давление

Отсюда получаем, что

Согласно газовым законам давление пропорционально темпе-
ратуре и плотности. Это дает возможность определить темпера-
туру в недрах Солнца. Для средней плотности солнечного веще-
ства давление в 1015 Па получится при температуре порядка
5 000 000 К

Точные расчеты показывают, чтохв центре Солнца плотность

 

газа составляет около 1,5 • 105 кг/м3 (в 13 раз больше, чем у
свинца!), давление — около 2 • 1018 Па, а температура — около
15 000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) име-
ют очень высокие скорости (сотни километров в секунду) и могут
сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатичес-
кой силы отталкивания между ними. Некоторые из таких столкнове-
ний завершаются ядерными реакциями, при которых из водорода
образуется гелий и выделяется большое количество теплоты. Эти
реакции являются источником энергии Солнца на современном эта-
пе его эволюции. В результате количество гелия в центральной
области Солнца постепенно увеличивается, а водорода — уменьша-
ется. В самом центре Солнца за 4—5 млрд. лет, которые прошли
с момента его образования, примерно половина водорода уже прев-
ратилась в гелий.

Поток энергии, возникающей в недрах Солнца, передается во
внешние слои и распределяется на все большую и большую площадь.
Вследствие этого температура1^солнечных газов убывает по мере
удаления от центра Сначала температура уменьшается медленно,
а в наружных слоях очень быстро. В зависимости от значения тем-
пературы и характера определяемых ею процессов все Солнце
условно можно разделить на 4 области (рис. 74):

Рис. 74. Схема строения Солнца.

 

Рис. 75. Фотосфера с грануляцией и пятнами.

внутренняя, центральная область (ядро), где давление и
температура обеспечивают протекание ядерных реакций, она про-
стирается от центра до расстояния примерно ;

«лучистая» зона (расстояние от — до —/?е), в которой

3 3

энергия передается наружу от слоя к слою в результате последо-
вательного поглощения и излучения квантов электромагнитной
энергии;

конвективная зона — от верхней части «лучистой» зоны
почти до самой видимой границы Солнца. Здесь температура быстро
уменьшается по мере приближения к видимой границе Солнца,
в результате чего происходит перемешивание вещества (конвек-
ция), подобное кипению жидкости в сосуде, подогреваемом снизу;

атмосфера, начинающаяся сразу за конвективной зоной и
простирающаяся далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний
слой атмосферы включает тонкий слой газов, который воспринима-
ется нами как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы
непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время
полных солнечных затмений, либо при помощи специальных приборов.

21 Какова средняя молекулярная масса смеси полностью ионизованного газа,
состоящего на 90% из водорода и 10% гелия (по числу атомов)?

3. Солнечная атмосфера и солнечная активность. Солнечную атмо-
сферу также можно условно разделить на несколько слоев (рис. 74).

Самый глубокий слой атмосферы, толщиной 200—300 км, назы-
вается фотосферой (сфера света). Из него исходит почти вся
та энергия Солнца, которая наблюдается в видимой части спектра.

В фотосфере, как и в более глубоких слоях Солнца, темпе-
ратура убывает по мере удаления от центра, изменяясь примерно

84

 

от 8000 до 4000 К: сильное охлаждение наружных слоев фотосферы
происходит из-за ухода излучения в межпланетное пространство.

На фотографиях фотосферы (рис. 75) хорошо заметна ее тонкая
структура в виде ярких «зернышек» — гранул размером в
среднем около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками.
Эта структура называется грануляцией. Она оказывается следст-
вием движения газов, которое происходит в расположенной под
фотосферой конвективной зоне.

Убывание температуры в наружных слоях фотосферы приводит к
тому, что в спектре видимого излучения Солнца, почти целиком
возникающего в фотосфере, наблюдаются темные линии поглощения.
Они называются фраунгоферовыми, в честь немецкого оптика
Фраунгофера, впервые в 1814 г. зарисовавшего несколько сотен
таких линий. По той же причине (падение температуры от центра
Солнца) солнечный диск к краю кажется более темным.

В самых верхних слоях фотосферы температура достигает зна-
чения, близкого к 4000 К. При такой температуре и плотности
Ю-3 — 10~4 кг/м3 водород оказывается практически нейтральным.
Ионизовано только около 0,01% атомов, принадлежащих главным
образом металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с
ней и ионизация снова начинают ра-

сти, сначала медленно, а затем очень
быстро. Область солнечной атмосфе-
ры, в которой температура растет
вверх и происходит последователь-
ная ионизация водорода, гелия и дру-
гих элементов, называется хромо-
с ф е р о й. Ее температура составля-
ет десятки и сотни тысяч градусов.
Она в виде блестящей розовой ка-
емки видна вокруг темного диска
Луны в редкие моменты полных сол-
нечных затмений. Выше хромосферы
температура солнечных газов дости-
гает 106 — 2 • Ю6 К и далее на про-
тяжении многих радиусов Солнца
почти не меняется. Эта разреженная
и горячая оболочка называется сол-
нечной короной (рис. 76).
В виде лучистого жемчужного сия-
ния ее можно увидеть при полной
фазе затмения Солнца, тогда она
представляет собой поразительно
красивое зрелище. «Испаряясь» в
межпланетное пространство, газ ко-
роны образует постоянно текущий от
Солнца поток горячей разреженной
плазмы, называемый солнечным

Рис. 76. Вид солнечной короны:

1 — в годы, когда пятен на Сол-
нце много;

2— в промежуточную эпоху;
3 — в годы, когда пятен мало.

 

Причиной нагрева верхних слоев солнечной атмосферы явля-
ются волновые движения вещества, возникающие в конвективной
зоне Эти волны проходят через фотосферу и переносят в хромо-
сферу и корону небольшую долю той механической энергии, которой
обладают газы в конвективной зоне.

Лучше всего хромосферу и корону наблюдать со спутников и
орбитальных космических станций в ультрафиолетовых и рентге-
новских лучах.

Временами в отдельных областях фотосферы темные промежут-
ки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие округ-
лые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна,
окруженные полутенью, состоящей из продолговатых, радиально
вытянутых фотосферных гранул.

Впервые солнечные пятна наблюдал в телескоп Галилей. Он за-
метил, что они перемещаются по видимому диску Солнца. На этом
основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси.

Угловая скорость вращения Солн-
Рис. 77. Изменения видимого поло- ца убывает от экватора к полюсам,
жения пятен на Солнце ТОЧКИ На ЭКВаторе СОВершаЮТ ПОЛ-
при его вращении. НЫЙ оборот За 25 Сут, а вблИЗИ

полюсов звездный период враще-
ния Солнца увеличивается до 30 сут.
За 25 сут Земля проходит дугу своей
орбиты около 25° в том же направ-
лении, в котором происходит вра-
щение Солнца. Поэтому относитель-
но земного наблюдателя период вра-
щения Солнца почти на двое суток
больше и пятно, находившееся в
центре солнечного диска, снова прой-
дет через центральный меридиан
Солнца через 27 сут.

Пятна — непостоянные образова-
ния. Число и форма пятен на
Солнце непрерывно меняются (рис. 77).
Обычно солнечные пятна появляют-
ся группами.

Около края солнечного диска
вокруг пятен видны светлые обра-
зования, почти незаметные, когда
пятна близки к центру солнечного
диска. Эти образования называются
факелами Они гораздо конт-
растнее и видны по всему диску,
если Солнце фотографировать не в
белом свете, а в лучах, соответ-
ствующих спектральным линиям во-
дорода, ионизованного кальция и
некоторых других элементов. Такие

 

фотографии называются спектрогелиограммами. По ним изу-
чается структура более высоких слоев солнечной атмосферы и чаще
всего хромосферы.

Количество активных областей и групп пятен на Солнце пе-
риодически меняется со временем в среднем в течение примерно
11 лет. Это явление называется циклом солнечной активности В
начале цикла пятен почти нет, затем их количество увеличивает-
ся сначала вдали от экватора, а затем все ближе к нему. Через
несколько лет наступает максимум количества пятен, или, как
говорят, максимум солнечной активности, а после него происходит
ее спад.

Главной особенностью пятен, а также факелов является при-
сутствие магнитных полей. В пятаах индукция магнитного поля
велика и достигает иногда 0,4—0,5 Тл, в факелах магнитное поле
слабее.

Как правило, в группе пятен присутствуют два особенно
крупных пятна — одно на западной, а другое на восточной сторо-
не группы, которые имеют противоположную магнитную полярность,
подобно двум полюсам подковообразного магнита.

Магнитные поля играют очень важную роль в солнечной ат-
мосфере, оказывая сильное влияние на движение плазмы, ее плот-
ность и температуру. В частности, увеличение яркости фотосфе-
ры в факелах и значительное ее уменьшение (до 10 раз) в об-
ласти пятен вызвано соответственно усилением конвективных дви-
жений в слабом магнитном поле и сильным их ослаблением при
большой индукции магнитного поля.

Черными пятна кажутся лишь по контрасту с более горячей
и оттого более яркой фотосферой. Температура пятен составляет
около 3700 К, поэтому в спектре пятна есть полосы поглощения
простейших двухатомных молекул: СО, TiO, СН, CN и др., ко-
торые в более горячей фотосфере распадаются на атомы.

Хромосфера над факелами ярче благодаря большей температуре
и плотности. Во время значительных изменений, происходящих
в группах пятен, в небольшой области иногда возникают хромо-
сферные вспышки: внезапно, за каких-нибудь 10—15 мин, яр-
кость хромосферы сильно увеличивается, происходят выбросы мощ-
ных сгустков газа, ускоряются потоки горячей плазмы. В некоторых
случаях отдельные заряженные частицы ускоряются до очень высо-
ких значений энергии. Мощность солнечного радиоизлучения при
этом обычно увеличивается в миллионы раз (всплески радиоиз-
лучения) .

В короне наблюдаются еще более грандиозные по размерам
активные образования — протуберанцы. Они представляют
собой исключительно разнообразные по форме и характеру своего
движения облака более плотных газов по сравнению с веществом
короны (рис. 78). Форма протуберанцев и их движение связаны с
магнитными полями, проникающими из фотосферы в корону.

Солнце оказывает огромное влияние на явления, происходя-
щие на Земле Коротковолновое его излучение определяет важней-

87

 

шие физикохимические процессы в
верхних слоях земной атмосферы.
Видимые и инфракрасные лучи явля-
ются основными «поставщиками»
тепла для Земли. В различных стра-
нах мира, в том числе и в нашей
стране, проводятся работы по более
широкому использованию солнечной
энергии для хозяйственных и про-
мышленных целей (выработка электро-
энергии, отопление зданий и др.). В
будущем употребление энергии пря-
мого солнечного излучения неизбеж-
но возрастет.

Солнце не только освещает и со-
гревает Землю. Проявлениям сол-
нечной активности сопутствует воз-
никновение целого ряда геофизиче-
ских явлений. Важнейшие из них тес-
но связаны с хромосферными вспыш-
ками. Потоки заряженных частиц,
ускоренные во вспышках, влияют на
магнитное поле Земли и вызывают
магнитные бури, которые приводят
к проникновению заряженных частиц
в более низкие слои атмосферы,
отчего и возникают полярные
сияния. Коротковолновое излу-
чение Солнца усиливает ионизацию
заряженных верхних слоев земной
атмосферы (ионосферы), что сильно
влияет на условия распространения
радиоволн, иногда нарушая радио-

связь Оказалось, что активные процессы на Солнце, влияя на
атмосферу и магнитное поле Земли, косвенным образом воздей-
ствуют и на сложные процессы органического мира — как живот-
ного, так и растительного. Эти воздействия и их механизм в
настоящее время исследуются учеными.

Рис. 78. Изменения протуберанца
(1 ч 41 мин — нижнйй ри-
сунок, 2 ч 57 мин — сред-
ний, 5 ч 33 мин — вер-
хний).

22 1. Можно ли заметить невооруженным глазом (через темный фильтр) на
Солнце пятно размером с Землю, если глаз различает предметы, видимые
под углом не менее 2—3'?

Определите площадь солнечного пятна (рис. 75. Темный круг слева внизу
от пятна соответствует размеру Земли в масштабе фотографии.)

Определите скорость подъема протуберанца (выразите ее в км/с), измеряя
его положение на трех фотографиях (рис. 78. Для определения мас-
штаба фотографии оцените радиус Солнца по его сегменту, видимому на
рисунке ). Является ли движение этого протуберанца равномерным?

88

 

4. Считая, что яркость пропорциональна четвертой степени температуры и
что температура фотосферы 6000 К, определите температуру солнечного
пятна, если его яркость в 10 раз меньше, чем яркость фотосферы.

• СПЕКТРЫ, ТЕМПЕРАТУРЫ, СВЕТИМОСТИ ЗВЕЗД
И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ

Изучая звезды, наука выяснила их громадное разнообразие,
хотя все они сходны с Солнцем в том отношении, что являются
самосветящимися, раскаленными газовыми шарами, черпающими из
своих недр колоссальные запасы энергии. С одной стороны, это по-
казывает, что наше Солнце во Вселенной не уникально, а од-
но из бесчисленных солнц и ничем особым из них не выделяется.
С другой стороны, установлено, что в многообразии звезд сущест-
вуют определенные - закономерности, обусловленные физическими
причинами.

В звездных каталогах содержатся координаты и оценка звезд-
ной величины не только всех 6000 звезд, видимых невооруженным
глазом, но и множества более слабых — до 11-й звездной величины.
Их число составляет около миллиона. На широко используемом
астрономами фотографическом атласе неба видны звезды до 21-й
звездной величины. Их на всем небе около 2 млрд.
1. Спектры, цвет и температура звезд. Спектры звезд крайне
разнообразны. Почти все они спектры поглощения. Это результат
поглощения света во внешних оболочках звезд. Изучение спект-
ров позволяет определить химический состав атмосфер звезд.

В атмосферах всех звезд преобладающими являются водород
и гелий. Характер* спектров звезд зависит от температур и дав-
лений в их атмосферах. При высокой температуре происходит раз-
рушение молекул на атомы. При еще более высокой температуре
разрушаются менее прочные атомы, они превращаются в ионы, те-
ряя электроны. Ионизованные атомы многих химических элементов,
как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определен-
ных длин волн. Путем сравнения интенсивности линий поглощения
атомов и ионов одного и того же химического элемента теорети-
чески определяют их относительное количество. Оно является
функцией температуры. Так по темным линиям спектров звезд
можно определить температуру их атмосфер. Это дополняет воз-
можность определения температур звезд по распределению энергии
в их непрерывном спектре и по измерению получаемой от них
энергии на Земле.

Спектры звезд разделены на классы, обозначаемые латински-
ми буквами и цифрами (см. рис. 88 и табл. IV в приложении).

Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравнитель-
но холодных звездах преобладает излучение в красной области
спектра, отчего они и имеют красный цвет. Температура красных
звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных
звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубо-

89

 

ватым. В такой последовательности
меняется цвет накаляемого тела.
В спектрах холодных красных звезд
класса М с температурой около
3000 К видны полосы поглощения
простейших двухатомных молекул,
чаще всего оксиды титана. В спект-
рах других красных звезд преобла-
дают оксиды углерода или циркония.
Красные звезды первой величины
класса М — Антарес, Бетельгейзе.

В спектрах желтых звезд класса
G, к которым относится и Солнце
(с температурой 6000 К на поверх-
ности), преобладают тонкие линии
металлов: железа, кальция, натрия
и др. Звездой типа Солнца по спект-
ру, цвету и температуре является
яркая Капелла в созвездии Возничего.

В спектрах белых звезд класса А, как Сириус, Вега и Денеб,
наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий иони-
зованных металлов. Температура таких звезд около 10 000 К.

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с темпера-
турой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного
гелия. Температуры большинства звезд заключены в пределах от
3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура око-
ло 100 000 К-

Источником энергии, получаемой большинством звезд и Солн-
цем, служат ядерные реакции превращения водорода в гелий,
происходящие в их недрах при температуре свыше 10 000 000 К.
(Подробнее об этом см. в § 30.)

2. Годичный параллакс и расстояния до звезд. Радиус Земли ока-
зывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения
параллактического смещения звезд и для определения расстояний
до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля
действительно перемещается в пространстве, обращаясь вокруг
Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться.
Земля за полгода перемещается на величину диаметра своей ор-
биты. Направления на звезду с двух концов диаметра этой орби-
ты должны различаться на величину параллактического смещения.
Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс.
Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым
со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты
(равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения (рис.
79). Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее парал-
лакс (рис. 79). Параллактическое смещение положения звезды на
небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу,
если звезда находится в полюсе эклиптики (см. рис. 79).

Рис. 79. Годичные параллаксы
звезд.

90

 

Для определения годичного параллакса измеряют направле-
ние на звезду в различные моменты времени, когда Земля нахо-
дится в разных точках своей орбиты. Параллакс легче всего из-
мерить, если моменты наблюдений разделены примерно полугодом.
За это время Земля переносит наблюдателя на расстояние, равное
диаметру ее орбиты.

Параллакс звезд долго не могли обнаружить, и Коперник пра-
вильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы
существовавшими тогда приборами можно было обнаружить парал-
лактическое смещение звезд при базисе, равном диаметру земной
орбиты. (Подсчитайте, во сколько раз он больше, чем диаметр
Земли.) В настоящее время способ определения годичного парал-
лакса является основным при определении расстояний до звезд,
и уже измерены параллаксы для нескольких тысяч звезд.

Впервые годичный параллакс звезды был надежно измерен вы-
дающимся русским ученым В. Я- Струве в 1837 г. Он измерил го-
дичный параллакс звезды Веги. Почти одновременно в других
странах измерили параллаксы еще у двух звезд. Одной из них бы-
ла а Центавра. Эта звезда южного полушария неба и в СССР
не видна. Она оказалась ближайшей к нам звездой с годич-
ным параллаксом р = 0,75". Под таким углом невооруженному
глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Не-
удивительно, что так долго не могли заметить у звезд подобные
столь малые угловые смещения

Расстояние до звезды D = ——, где а — большая полуось

sin р

земной орбиты. Если принять а за единицу и учесть, что при малых
углах sin р = 206^5„, то получим:

Расстояние до ближайшей звезды а Центавра D= 206 265":
0,75" = 270 000 а. е. Свет проходит расстояние до а Центавра за
4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин, а
от Луны около 1 с.

Расстояния до звезд удобно выражать в парсеках (пк).

Парсек — расстояние, с которого большая полуось земной орби-
ты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1". Расстоя-
ние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса,
выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды
а Центавра равно 0,75" (3/4") или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 3 • 1013 км.

Измерением годичного параллакса можно надежно установить
расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 све-
товых лет. Расстояния до более далеких звезд в настоящее вре-
мя определяют другими методами (см. § 24.1).
3. Видимая и абсолютная звездная величина. Светимость звезд.

Вспомним, что разность в 5 видимых звездных величин со-

91

 

ответствует различию яркости ровно в 100 раз (см. § 3.2). Следо-
вательно, разность видимых звездных величин двух источников
равна единице, когда один из них ярче другого ровно в ^100 раз
(эта величина примерно равна 2,512). Чем ярче источник,
тем его видимая звездная величина считается меньшей. В общем
случае отношение видимой яркости двух любых звезд 1{:12 свя-
зано с разностью их видимых звездных величин тх и т2 прос-
тым соотношением:

Абсолютной звездной величиной М называется та видимая
звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась
от нас на стандартном расстоянии D0 = 10 пк.

Светимостью звезды L называется мощность излучения све-
товой энергии по* сравнению с мощностью излучения света Солн-
цем.

Величины L и М легко вычислить, если известно расстоя-
ние до звезды D или ее параллакс р (так как D обратно про-
порционально р) Пусть т — видимая звездная величина звезды,
находящейся на расстоянии D. Если бы она наблюдалась с
расстояния D0 = 10 пк, ее видимая звездная величина т0 по опреде-
лению была бы равна абсолютной звездной величине М.
Тогда ее кажущаяся яркость изменилась бы в

(о

Кажущаяся яркость звезды меняется обратно пропорционально
квадрату расстояния до нее. Поэтому

(2)

Следовательно,

(3)

Логарифмируя, находим:

 

(5)

Эти формулы дают абсолютную звездную величину М по извест-
ной видимой звездной величине т при реальном расстоянии до
звезды D. Наше Солнце с расстояния 10 пк выглядело бы примерно
как звезда 5-й видимой звездной величины, т. е. для Солнца
М =М@«5.

Зная абсолютную звездную величину М какой-нибудь звезды,
можно вычислить ее светимость L. По определению

Величины М и L в разных единицах выражают мощность излуче-
ния звезды независимо от расстояния до нее.

92

 

I

Абсолютные величины очень ярких звезд отрицательны и до-
ходят до М = — 9. Такие звезды называются гигантами и сверх-
гигантами Звезда S Золотой Рыбы ярче нашего Солнца в 500 000
раз, ее светимость L= 500 000, но видно ее в южном полуша-
рии неба лишь в сильный бинокль. А наше Солнце считается звез-
дой-карликом! Наименьшую мощность излучения имеют красные
карлики сМ = + 17 и L = 0,000013.

Существуют звезды одинаковой температуры и цвета, но с
разной светимостью. У таких звезд спектры в общем одинаковы,
однако можно заметить различия в относительных интенсивностях
некоторых линий. Это происходит от того, что при одинаковой
температуре давление в их атмосферах несколько различно. В
атмосферах звезд-гигантов давление меньше, они разреженнее. Ес-
ли для подобных звезд построить график, показывающий, как ме-
няется отношение интенсивности определенных пар спектральных
линий в зависимости от абсолютной величины звезд, то мы сможем
по интенсивности линий из графика найти абсолютную величину М
звезды. Подстановка найденного значения М в выведенную нами
формулу (4) дает возможность определить расстояние до звезды.