такъ какъ въ первомъ случаѣ длина волнъ уменьшается и соотвѣтствующія спектральныя линіи передвигаются къ фіолетовому концу спектра; при удаляющихся звѣздахъ мы встрѣчаемся съ противоположнымъ явленіемъ, подобно тому какъ тонъ локомотивнаго свистка дѣлается выше при приближеніи, и ниже - при удаленіи.
Этотъ послѣдній способъ отличается тѣмъ, что даетъ всегда результаты совершенно одинаковой точности, въ которыхъ ошибка не прево
сходитъ въ среднемъ 3 километровъ въ секунду. Однако, получаемый результатъ показываетъ намъ только движеніе по направленію луча зрѣнія, тогда какъ стереофотограмметрія указываетъ всѣ три измѣренія.
При стереофотограмметріи, такъ-же, какъ и въ геодезіи, очень важно, чтобы разстояніе между точками, откуда производится съемка, было-бы возможно больше. Такъ какъ въ данномъ случаѣ мы имѣемъ дѣло съ опредѣленіемъ не земныхъ разстояній, какъ въ геодезіи, а космическихъ, то и съемка должна производиться съ противопо
ложныхъ концовъ линіи, лежащей не на землѣ, а въ вселенной. Для этой цѣли пользуются обыкно
венно діаметромъ земной орбиты, равняющимся 299.000.000 километровъ и превосходящимъ та
кимъ образомъ болѣе, чѣмъ въ 23.000 разъ, діа
метръ экватора. Снимки дѣлаютъ, напримѣръ, во дни весенняго и осенняго равноденствія или вообще съ двухъ діаметрально противополож
ныхъ точекъ земной орбиты, при которыхъ соединяющая ихъ мысленная линія пройдетъ приблизительно черезъ центръ солнца.
Соблюденіе этого условія между тѣмъ далеко не такъ просто, какъ можетъ показаться. Въ данномъ случаѣ мы должны но необходимости пользо
ваться ночными сторонами земли (такъ какъ рѣчь идетъ о фотографированіи неба), которыя въ упо
мянутыхъ выше случаяхъ будутъ обращены въ противоположныя стороны. Если съ одной точки
орбиты мы видимъ одну половину неба, то съ другой въ соотвѣтствующее время - только дру
гую половину, поэтому мы должны выбрать для наблюденія не находящуюся въ зенитѣ часть, гдѣ лучи менѣе всего преломляются атмосферой, а лежащую ближе къ горизонту, гдѣ преломленіе сильнѣе и различно въ зависимости отъ времени года, влажности воздуха и состоянія барометра.
Вслѣдствіе вышеуказаннаго пришлось отказаться отъ примѣненія діаметра земной орбиты
и производить снимки черезъ промежутки въ ‘/4 или 3/4 года. Но при такихъ съемкахъ различіе въ температурѣ и влажности при двухъ съемкахъ еще больше, чѣмъ при работѣ въ дни весенняго и осенняго равноденствія, такъ что результаты часто бываютъ тоже неудовлетворительны. Для полученія безусловно хорошихъ результатовъ было-бы необходимо, чтобы при обѣихъ съемкахъ снимаемая часть неба по возможности одновременно проходила черезъ меридіанъ и находи
лась возможно близко къ зениту. Первое условіе было-бы исполнено, если-бы снимки дѣлались съ промежуткомъ въ одинъ или нѣсколько лѣтъ, второе- - если-бы работа была распредѣлена между различными обсерваторіями въ зависимости отъ широты, въ которой онѣ лежатъ, какъ эго теперь обыкновенно и дѣлается для фотографированія неба вообще.
Многіе спросятъ, пожалуй, на что могутъ служить снимки, сдѣланные черезъ годовой проме
жутокъ, ибо второй снимокъ будетъ относиться совершенно къ той-же точкѣ земной орбиты, какъ и первый? Будетъ-ли достигнута цѣль, такъ какъ линія, которая должна служить основаніемъ, сво
дится здѣсь къ нулю. Это было-бы такъ, если-бы солнце оставалось неподвижнымъ. Между тѣмъ оно движется по направленію къ созвѣздію Гер
кулеса ), какъ принято считать, съ быстротой 25 километровъ въ секунду. Въ годъ оно прой
детъ такимъ образомъ 790.000.000 километровъ, т. е. разстояніе въ 2,6 разъ большее, чѣмъ діаметръ земной орбиты. Черезъ 10 лѣтъ мы мо
жемъ получить линію основанія въ 26 разъ, а черезъ 100 лѣтъ въ 260 разъ больше орбиты земли.
Отсюда видно, что необходимо только хорошо сохранять приготовленные негативы, дѣлать съ нихъ діапозитивы и дубликатъ-негативы, чтобы избѣжать всякихъ случайностей. Съ каждымъ послѣдующимъ годомъ точность полученныхъ вычисленій ростетъ и съ теченіемъ времени мы изу
чимъ движеніе звѣздъ, кажущееся намъ сейчасъ совершенно загадочнымъ.
Во всякомъ случаѣ нужно замѣтить, что полученный вышеописаннымъ способомъ взглядъ въ міръ звѣздъ не относится равномѣрно ко всѣмъ
) Апексъ солнца (точка на небѣ, къ которой несется наша солнечная система) по послѣднимъ изслѣ
дованіямъ лежитъ не въ созвѣздіи Геркулеса, а въ созвѣздіи Лиры. peд.
Этотъ послѣдній способъ отличается тѣмъ, что даетъ всегда результаты совершенно одинаковой точности, въ которыхъ ошибка не прево
сходитъ въ среднемъ 3 километровъ въ секунду. Однако, получаемый результатъ показываетъ намъ только движеніе по направленію луча зрѣнія, тогда какъ стереофотограмметрія указываетъ всѣ три измѣренія.
При стереофотограмметріи, такъ-же, какъ и въ геодезіи, очень важно, чтобы разстояніе между точками, откуда производится съемка, было-бы возможно больше. Такъ какъ въ данномъ случаѣ мы имѣемъ дѣло съ опредѣленіемъ не земныхъ разстояній, какъ въ геодезіи, а космическихъ, то и съемка должна производиться съ противопо
ложныхъ концовъ линіи, лежащей не на землѣ, а въ вселенной. Для этой цѣли пользуются обыкно
венно діаметромъ земной орбиты, равняющимся 299.000.000 километровъ и превосходящимъ та
кимъ образомъ болѣе, чѣмъ въ 23.000 разъ, діа
метръ экватора. Снимки дѣлаютъ, напримѣръ, во дни весенняго и осенняго равноденствія или вообще съ двухъ діаметрально противополож
ныхъ точекъ земной орбиты, при которыхъ соединяющая ихъ мысленная линія пройдетъ приблизительно черезъ центръ солнца.
Соблюденіе этого условія между тѣмъ далеко не такъ просто, какъ можетъ показаться. Въ данномъ случаѣ мы должны но необходимости пользо
ваться ночными сторонами земли (такъ какъ рѣчь идетъ о фотографированіи неба), которыя въ упо
мянутыхъ выше случаяхъ будутъ обращены въ противоположныя стороны. Если съ одной точки
орбиты мы видимъ одну половину неба, то съ другой въ соотвѣтствующее время - только дру
гую половину, поэтому мы должны выбрать для наблюденія не находящуюся въ зенитѣ часть, гдѣ лучи менѣе всего преломляются атмосферой, а лежащую ближе къ горизонту, гдѣ преломленіе сильнѣе и различно въ зависимости отъ времени года, влажности воздуха и состоянія барометра.
Вслѣдствіе вышеуказаннаго пришлось отказаться отъ примѣненія діаметра земной орбиты
и производить снимки черезъ промежутки въ ‘/4 или 3/4 года. Но при такихъ съемкахъ различіе въ температурѣ и влажности при двухъ съемкахъ еще больше, чѣмъ при работѣ въ дни весенняго и осенняго равноденствія, такъ что результаты часто бываютъ тоже неудовлетворительны. Для полученія безусловно хорошихъ результатовъ было-бы необходимо, чтобы при обѣихъ съемкахъ снимаемая часть неба по возможности одновременно проходила черезъ меридіанъ и находи
лась возможно близко къ зениту. Первое условіе было-бы исполнено, если-бы снимки дѣлались съ промежуткомъ въ одинъ или нѣсколько лѣтъ, второе- - если-бы работа была распредѣлена между различными обсерваторіями въ зависимости отъ широты, въ которой онѣ лежатъ, какъ эго теперь обыкновенно и дѣлается для фотографированія неба вообще.
Многіе спросятъ, пожалуй, на что могутъ служить снимки, сдѣланные черезъ годовой проме
жутокъ, ибо второй снимокъ будетъ относиться совершенно къ той-же точкѣ земной орбиты, какъ и первый? Будетъ-ли достигнута цѣль, такъ какъ линія, которая должна служить основаніемъ, сво
дится здѣсь къ нулю. Это было-бы такъ, если-бы солнце оставалось неподвижнымъ. Между тѣмъ оно движется по направленію къ созвѣздію Гер
кулеса ), какъ принято считать, съ быстротой 25 километровъ въ секунду. Въ годъ оно прой
детъ такимъ образомъ 790.000.000 километровъ, т. е. разстояніе въ 2,6 разъ большее, чѣмъ діаметръ земной орбиты. Черезъ 10 лѣтъ мы мо
жемъ получить линію основанія въ 26 разъ, а черезъ 100 лѣтъ въ 260 разъ больше орбиты земли.
Отсюда видно, что необходимо только хорошо сохранять приготовленные негативы, дѣлать съ нихъ діапозитивы и дубликатъ-негативы, чтобы избѣжать всякихъ случайностей. Съ каждымъ послѣдующимъ годомъ точность полученныхъ вычисленій ростетъ и съ теченіемъ времени мы изу
чимъ движеніе звѣздъ, кажущееся намъ сейчасъ совершенно загадочнымъ.
Во всякомъ случаѣ нужно замѣтить, что полученный вышеописаннымъ способомъ взглядъ въ міръ звѣздъ не относится равномѣрно ко всѣмъ
) Апексъ солнца (точка на небѣ, къ которой несется наша солнечная система) по послѣднимъ изслѣ
дованіямъ лежитъ не въ созвѣздіи Геркулеса, а въ созвѣздіи Лиры. peд.