составленного их плоскостями с лучами зрения. Иногда, как в известной Т.
в созв.  Лиры,  внутреннее  пространство  заполнено  чрезвычайно  редким
туманом, чаще же оно вполне темно. В Т. Лиры фотография указала  еще  на
звездообразное сгущение в центре кольца. В спиральных  и  кольцеобразных
Т. хотели видеть иллюстрацию и доказательство  справедливости  различных
космогонических  гипотез.   Большинство   самых   известных,   ярких   и
значительных по размерам Т. имеет совершенно неправильную  форму  (около
100 Т.).  Сюда  относятся  Т.  в  Орионе  так  наз.  ОмегаТуман  в  Щите
Собесского;  Dump-bell  nebula  в  Лисице  (напоминающая  фигурой   гирю
атлетов); Т. в созв. Райской Птицы (целое собрание  отдельных  слившихся
Т.); Т. около звезды h Корабля (по-видимому, связанная физически с  этой
звездой);Т.  окутывающая  Плеяды  Туманные  звезды  -  нечто  иное,  как
небольшие Т. с резко определенными светлыми ядрами. Гершель видел в  них
последнюю стадию перехода Т. в звезды. Маггелановы облака -  "богатейшие
сокровищницы южного неба" - описаны впервые мореплавателями  XVI  стол.;
подробно изучали их Лакайль  и  Д.  Гершель.  Невооруженному  глазу  они
представляются бесформенными  светящимися  облачками,  ясно  видимыми  в
безлунные ночи. На самом деле они состоят  из  большого  числа  звездных
куч, Т. и отдельных звезд. По подсчету Гершеля, в большом облаке  -  284
Т., 66 звездных куч и 582 звезды; в малом облаке - 32  Т.,  6  куч,  200
звезд. Т. в известном смысле слова можно назвать и Млечный Путь.  Мелкие
звезды в нем, сливающиеся для  глаза  и  различимые  отдельно  в  трубу,
местами  как  бы  запутаны  в  бесформенный  светящийся  туман,  который
совершенно  не  разлагается  на  звезды.  Аналогично   двойным   звездам
встречаются двойные и кратные Т. Си (See) указал, что  вытянутые  фигуры
двойных Т. весьма  похожи  на  фигуры,  полученные  путем  теоретических
соображений для близких масс,  вызывающих  взаимно  громадные  приливные
явления. В некоторых двойных Т. замечено даже относительное  орбитальное
движение.
   Для оценки яркости Т. употребляют следующие  приемы.  Помещают  между
чечевицами земного окуляра трубы зеркальце, на которое падает рассеянный
свет от поставленной сбоку дампы. Тогда в поде зрения рядом с  Т.  видно
небольшое  светлое  размытое  пятно,  яркость  которого  можно  изменять
передвигая лампу. При исследовании яркости отдельных частей  больших  Т.
можно "проектировать" искусственное пятнышко  на  самое  Т.  и  изменять
положение лампы, пока пятно не сольется  с  Т.,  исчезнет  на  ее  фоне.
Иногда направляют вспомогательную трубу на  какую-либо  звезду,  яркость
которой  известна,  и,  выводя  окуляр  из  фокуса   объектива,   портят
изображение звезды настолько, что она  кажется  светлым  пятном;  его-то
яркость и сравнивают с Т. видимой  в  главную  трубу.  Подобным  методом
Пикеринг определил, напр., что планетарная Т. в Лебеде  равна  по  сумме
блеска  звезде  8.6  величины.   Некоторые   Т.   оказались   неоспоримо
переменными. Наиболее резкий пример составляет Т.,  открытая  Хайндом  в
1852 г. в созв. Тельца. Хайнд пометил ее очень слабой;  в  1855  г.,  по
наблюдениям Даррэ и других Т. стала очень яркой,  а  в  1868  г.  те  же
наблюдатели не находили и следов Т. В 1890 г. удалось заметить эту Т.  в
большой рефрактор ликской обсерватории; в феврале 1895 г. она была снова
довольно ярка, а в сентябре  того  же  года  снова  исчезла  совершенно.
Подобные же резкие изменения яркости подмечены в Т., найденной О. Струве
в 1868 г.  в  том  же  созв.  Тельца.  Перемены,  заверенные  различными
астрономами в некоторых больших Т. (напр. в  Орионе  около  h  Корабля),
вероятно,  должны  быть  объяснены  изменениями  относительной   яркости
различных частей Т. Впрочем , иногда нужно  допустить  и  действительные
перемещения  туманных  масс.  Напр.  Гершель  отметил,  что   в   темном
пространстве между лопастями так наз. trifid-nebula (в  созв.  Стрельца)
видна характерная тройная звезда, а теперь эта звезда уже приходится  на
самой Т.
   Т. были исследованы  спектрально  впервые  Х„ггинсом  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 (Ц„лльнер). 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.  Х„ггинсу.  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,