Избыток красного цвета (часто говорят короче — избыток цвета) и цвет звезд точнее всего измеряются с помощью фотоэлектрического фотометра. Для этого измеряют яркость звезды таким фотометром непосредственно и через желтое или красное стекло (светофильтр), которое пропускает лучше остальных желтые и красные или только красные лучи. Так измеряется доля красных лучей в общем свете звезды. Подобные исследования в большом числе выполнены, например, Шаленом (Швеция), Е. К. Харадзе и М. А. Вашакидзе (Абастуманская обсерватория). Некоторые темные туманности создают избыток цвета больше чем на целую звездную величину, так что сквозь них чисто белая звезда с температурой в 15–20 тысяч градусов кажется совершенно красной, какими в действительности выглядят звезды с температурой всего лишь 3000°.
Изучение избытков цвета звезд и их яркости в направлении темной туманности и по соседству с нею является наилучшим способом определения расстояния до нее, ее размера и размера ее частиц.
Кроме мелких метеорных пылинок, в темных туманностях должны быть и более крупные частички, производящие простое, общее поглощение света, попросту загораживающие его. Число их может быть тоже не малым. По размерам эти частички могут походить на те, какие на Земле производят явление падающих звезд и, быть может, есть даже такие, которые, забредая случайно в Солнечную систему, падают на Землю в виде увесистых кусков.
Во времена Галилея было много ревнителей чистоты небес, — того пространства над нашей головой, которого, по их мнению, не могла запятнать не ступавшая туда нога человека. Это убеждение заставляло их яростно отвергать существование темных пятен на лучезарном Солнце — эмблеме чистоты и блистательности божественных небес. Неумолимая наука опровергла эти ни на чем не основанные фантазии, и мы убедились не только в существовании пятен на Солнце, но и в наличии крупных и мелких осколков во всем межпланетном пространстве, в Солнечной системе и даже пылевых туманностей между звездами.
Но уж остальное пространство между звездами должно быть чисто, — думали еще недавно астрофизики. И эту мысль у них родили не беспочвенные убеждения, а некоторые научные данные. Например, звезды, собранные в тесные шаровые кучи и находящиеся от нас дальше большинства остальных звезд, как будто не обнаруживали никакого избытка цвета. Видимый их блеск тоже как будто зависел только от квадрата расстояния до них, как может быть только в абсолютно прозрачном пространстве.
На существование поглощения света, а следовательно, и поглощающей среды в межзвездном пространстве впервые со всей определенностью указал выдающийся русский ученый В. Я. Струве в 1847 г. К этому заключению он пришел, изучая распределение звезд по разным направлениям. Однако этот вывод был настолько смел и неожидан, что к нему отнеслись с сомнением, и ученые в дальнейшем предполагали межзвездное пространство совершенно прозрачным.
В 1930 г. Трюмплер в США, изучая тесные скопления звезд, обнаружил странный и неправдоподобный факт. Чем дальше от нас находится звездное скопление, тем линейный диаметр его оказывается больше! Надо сказать, что изучались не те шаровые скопления, о которых говорилось выше и которые видны несколько в стороне от полосы Млечного Пути. Изучались так называемые галактические звездные скопления, более близкие к нам, чем шаровые, и видимые в самой полосе Млечного Пути. К ним относятся, например, звездные скопления Плеяд и Гиад. Их видимое положение в полосе Млечного Пути означает, что в пространстве они лежат вблизи той плоскости, к которой скучиваются звезды нашей звездной системы, создавая тем самым вокруг нас картину звездного кольца — Млечного Пути. Естественно, что прежде чем сообщить свои странные результаты, Трюмплер задумался, не могло ли тут замешаться какое-либо обстоятельство, не замеченное и не учтенное раньше. Он еще раз пересмотрел метод исследования звездных скоплений.
Сначала определялись расстояния до наиболее близких скоплений способами, не вызывающими никаких сомнений. Зная эти расстояния, по видимой угловой величине скоплений вычисляли их линейные размеры. Оказалось, что линейные размеры и блеск главных звездных скоплений одного и того же вида одинаковы. Тогда, естественно, решили, что у скоплений данного вида видимый блеск их главных звезд зависит только от их расстояния, убывая обратно пропорционально квадрату расстояния. Зная же истинный блеск таких звезд и сравнивая его с видимым блеском звезд, который легко измерить, нетрудно подсчитать расстояние от далеких скоплений.
По вычисленным таким образом расстояниям далеких скоплений и по их видимым угловым диаметрам и определили их линейные размеры. И вот они, оказывается, растут с удалением скопления от нас!
