менялась форма металлической трубы телескопа и толстого стекла объектива, изменялись атмосферные условия. Струве, применив относительный способ наблюдения звёзд, избежал всех этих помех.

В чём заключался новый способ наблюдения?

Выясняя параллакс Веги, Струве наблюдал перемещения этой звезды по отношению к другой, слабенькой звёздочке, не имеющей названия. Она находилась очень близко от Веги и в звёздных каталогах числилась просто под одним из номеров. При этом учёный рассуждал так: если в телескопе произойдут какие-нибудь изменения, то они одинаково отразятся как на положениях Веги, так и на положении звёздочки. В результате их о т н о с и-тельное расположение, т. е. расположение по отношению друг к другу, не изменится.

Не помешает наблюдению также и изменение атмосферных условий, так как они на маленьком участке неба, где расположены обе звезды, будут приблизительна одинаковыми.

Используя этот способ наблюдений, Струве с большой точностью определил параллакс Веги. Слабенькая звёздочка, рассуждал Струве, находится гораздо дальше Веги, поэтому она будет казаться неподвижной. Вега же, как более близкая к нам звезда, сместится по отношению к звёздочке. Это смещениеи будет параллаксом Веги.

Предположения Струве полностью оправдались. В настоящее время относительным способом определены расстояния до 5000 звёзд.

Изучая результаты исследований Гершеля, Струве обратил внимание на то, что английский астроном при изучении звёздного неба не делал различия между звёздами по их яркости. В результате он не учитывал целого ряда важных обстоятельств, а иногда и просто ошибался в своих выводах.

Ещё в древности астрономы разделили все видимые звёзды по яркости на 6 групп. Приблизительно 20 самых ярких звёзд считали звёздами первой величины. Едва различимые невооружённым глазом составили группу звёзд шестой величины.

Впоследствии оказалось, что каждая звезда первой величины светит в сто раз ярче звезды шестой величины. Так как промежуток между первой и шестой вели-

чинами равняется пяти величинам, то изменение блеска звезды на одну величину соответствует уменьшению количества излучаемого ею на Землю света приблизительно в 2,5 раза *).

Чтобы глубже проникнуть в строение Галактики, Струве определил, как возрастает число звёзд, если последовательно подсчитывать группы, объединяющие всё более и более слабые звёзды. Этим Струве положил начало обширным работам по звёздным подсчётам, которые продолжают и теперь советские учёные П. П. Паре-наго, Б. В. Кукаркин, В. А. Амбарцумян, Т. А. Агекян и другие.

Звёздные подсчёты позволили нашим учёным не только определить форму и размеры Галактики, но и вычислить общее число составляющих её звёзд, включая даже те, которые по различным причинам остаются ещё не видимыми в самые мощные телескопы.

Подсчёт звёзд, начатый В. Я. Струве, дал возможность в настоящее время «взвесить» Галактику, т. е. определить, сколько тонн вещества в ней содержится. И, наконец, на основе астрономических исследований Струве советские учёные нашли способы изучать даже то совершенно тёмное вещество, которое в виде облаков находится ежду звёздами, при обычных условиях оставаясь совершенно невидимым.

Об этих исследованиях наших учёных, основанных на звёздных подсчётах, рассказывается дальше в нашей книжке.

5. О ЧЁМ РАССКАЗЫВАЕТ КРИВАЯ ЗВЁЗДНЫХ ПОДСЧЁТОВ

Итак, вместо общего подсчёта всех звёзд, видимых в телескоп, В. Я. Струве последовательно подсчитал, сколько на небе звёзд ярче 4-й, 5-й и т. д. звёздной величины. Результаты подсчёта учёный свёл в небольшую таблицу. Уточнённый нашими астрономами вариант этой таблицы приведён в конце книги.

*) Точнее, в 2,512 раза, так как это число, умноженное пять раз само на себя, даёт ровно 100. Поэтому разность в пять звёздных величин указывает, что количество света, посылаемого звездой, уменьшилось ровно в 100 раз.

3* 23

Таблица состоит из трёх столбцов. В первом указана предельная звёздная величина, т. е. та величина, в пределах которой подсчитаны звёзды. Второй столбец содержит число всех звёзд, блеском не превосходящих предельной величины, указанной в первом столбце. И, наконец, в третьем столбце приведены числа, показывающие, во сколько раз увеличивается число звёзд при переходе от данной предельной величины к следующей.

В таблице только в первых двух строках дано точное число звёзд, подсчитанное по всему небу. В остальных же строках приведены лишь округлённые числа, так как фактические подсчёты звёзд проводились выборочным способом, т. е. не по всему небу, а лишь по отдельным его площадкам. Окончательные результаты для всего неба получались затем путём пересчёта.

Ярче нулевой величины на небе всего две звезды:" Сириус - в северном полушарии и Канопус - в южном. Эти звёзды - самые яркие на небосводе. Ярче 1-й величины насчитывается 10 звёзд. С древних времён каждая из них имеет своё имя - Вега, Капелла, Арктур, Альтаир, Бетельгейзе и др. Ярче 2-й величины на небе 41 звезда, ярче 3-й - 138 и т. д. (см. таблицу).

Как видно из таблицы, число звёзд очень быстро возрастает при переходе к более слабым звёздам. Однако, если внимательно присмотреться, число ярких звёзд (верхняя часть таблицы) растёт быстрее, чем число очень слабых звёзд (нижняя часть таблицы). Так, если для звёзд 4-й-6-й величины, которые ещё видны невооружённым глазом, при переходе от одной предельной величины к следующей число звёзд увеличивается почти в 3 раза (точнее, в 2,88 раза), то для более слабых звёзд рост несколько замедляется и становится меньше двух.

На это обстоятельство обратил внимание Струве. В результате перед астрономами возник совершенно новый вопрос, на который Струве до конца не смог ответить и который полностью разрешили только советскою астрономы.

В чём заключался этот вопрос?

Можно подсчитать, каков должен был бы быть рост числа звёзд с увеличением предельной ззёздной величины, если бы в Галактике звёзды были распространены равномерно. В этом случае несложный расчет показывает, что при переходе от одной предельной величины к сле-