Лит.:Рубен Г., Методы вычисления стационарных сферически-симметричных моделей звёзд и их эволюции, в кн.: Научные информации Астрономического совета АН СССР, № 14, М., 1969; Schwarzschild М., Structure and evolution of the stars, N. Y. 1965.
А. Г. Масевич.
Звёздные параллаксы
Звёздные паралла'ксы,см. Параллакс в астрономии.
Звёздные подсистемы
Звёздные подсисте'мы,совокупности всех звёзд (или др. объектов) того или иного спектрального класса или определённого типа, входящих в состав Галактики и отличающихся индивидуальными характеристиками пространственного расположения и особенностями распределения скоростей звёзд. Звёздные скопления и межзвёздный газ и пыль также образуют подсистемы Галактики. Каждая З. п. определяется: типом составляющих её объектов, общей численностью её объектов, степенью концентрации объектов подсистемы к плоскости симметрии Галактики и к центру Галактики. Объекты, имеющие сильную концентрацию к плоскости симметрии Галактики, образуют З. п., относящиеся к плоской составляющей Галактики. К их числу относятся горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О и В, долгопериодические цефеиды, сверхновые звёзды II типа, рассеянные скопления, пылевое и газовое вещество. В плоской составляющей концентрация объектов к центру Галактики очень слабая. Объекты, имеющие слабую концентрацию к плоскости симметрии Галактики, составляют З. п., входящие в сферическую составляющую Галактики. Таковы звёзды-субкарлики, короткопериодические цефеиды, долгопериодические переменные звёзды с периодом изменения блеска от 150 до 200 дней, шаровые звёздные скопления. З. п. сферической составляющей имеют сильную концентрацию к центру Галактики. З. п. промежуточной составляющей образуются объектами, имеющими умеренную концентрацию к плоскости симметрии Галактики. В них входят красные звёзды-карлики, белые звёзды-карлики, новые звёзды, сверхновые звёзды I типа, переменные звёзды типа RV Тельца, планетарные туманности.
Согласно выводам динамики, сплюснутость каждой подсистемы связана со средней величиной компонента скорости, перпендикулярного к плоскости Галактики. Самым малым этот компонент скорости должен быть у плоской составляющей (т.к. в противном случае объекты подсистемы удалялись бы на большие расстояния от плоскости Галактики и подсистема не могла бы быть плоской), а наибольшие - у сферической составляющей. Наблюдения подтверждают наличие такой зависимости.
Существенные различия строения подсистем разных объектов должны быть следствием разных условий формирования этих объектов, в частности следствием образования их на разных стадиях эволюции Галактики. Представление о Галактике как о совокупности взаимопроникающих подсистем развито советскими астрономами П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркиным и др. Существование З. п. обнаружено и в некоторых др. галактиках. З. п. изучаются в звёздной астрономии.
Лит.см. при ст. Звёздная астрономия.
Звёздные потоки
Звёздные пото'ки,движущиеся звёздные скопления, совокупности звёзд, обладающих одинаковыми пространственными скоростями. Если З. п. приближается к нам, то направления собственных движений входящих в него звёзд, вследствие перспективы, как бы исходят из одной точки - радианта потока. Если же З. п. удаляется от нас, то собственные движения направлены к одной точке - антирадианту потока. Лучевая скорость той или иной звезды потока V r=Vcosl, где V -пространственная скорость потока в км/сек,а l - угловое расстояние звезды от радианта. Собственное движение звезды потока
где r- расстояние до звезды, выраженное в парсеках.Если измерены собственные движения звёзд потока и т. о. Определено положение радианта, то достаточно измерить лучевую скорость хотя бы одной из этих звёзд, чтобы определить расстояние до каждой из звёзд потока. Определённые таким способом расстояния называются групповыми. Они обладают значительной точностью.
К числу З. п. принадлежат некоторые звёздные скопления,например Гиады. Однако звёзды одного и того же потока часто не образуют заметных сгущений звёзд и занимают на небе большие области. Такие З. п. обнаруживаются только благодаря общности их собственных движений. Далёкие З. п. выявить невозможно, т.к. у далёких звёзд собственные движения очень малы и определяются неуверенно. Наиболее известный З. п. - поток Большой Медведицы, к которому относятся 5 ярких звёзд из 7, образующих ковш, и 8 менее ярких звёзд этого созвездия, имеющих такую же пространственную скорость. Возможно, к потоку Большой Медведицы относятся ещё несколько десятков звёзд (в др. областях неба), имеющих собственные движения, направленные на радиант потока. Звёздная плотность (количество звёзд в единице объёма) только тех звёзд, которые принадлежат потоку Большой Медведицы, очень мала: она во много раз меньше средней звёздной плотности в окрестностях Солнца. Т. о., поток не образует существенного пространственного сгущения.
Совпадение пространственных скоростей звёзд, относимых к тому или иному З. п., не может быть случайным и указывает на общность происхождения звёзд потока.
Т. А. Агекян.
Звёздные системы
Звёздные систе'мы,термин, обычно применяемый по отношению к галактикам,в том числе к нашей Галактике.
Звёздные скопления
Звёздные скопле'ния,группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и химический состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окруженное значительно менее плотной корональной областью. Диаметры З. с. находятся в пределах от нескольких до 150 парсек,причём радиусы корональных областей в несколько (иногда в десяток) раз превышают радиусы ядер. Исторически сложилось деление З. с. на рассеянные (иногда называются открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З. с., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые - десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных З. с. - Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых З. с. - скопление М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/сек). Среди них можно выделить ассоциированные со спиральными ветвями скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. лет назад), и скопления промежуточного возраста, или скопления диска, не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики. Шаровые З. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/сек). Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в околоцентральных областях Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции З. с. даёт изучение Герцшпрунга - Ресселла диаграмм или диаграмм «звёздная величина - показатель цвета». Диаграммы зависимости «звёздная величина - показатель цвета» звёзд типичных рассеянных и шаровых З. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис. ). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения современных теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых З. с. в 100-1000 раз старше звёзд рассеянных З. с.
Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых З. с. нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из которого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы «звёздная величина - показатель цвета» звёзд шаровых З. с. той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы современных рассеянных З. с. Подобные молодые шаровые З. с. наблюдаются в соседних галактиках (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В современную эпоху З. с. в нашей Галактике возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.
Одновременно с изменением физических характеристик членов З. с. происходит их динамическая эволюция. Сближения между звёздами в ядрах З. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые члены З. с. получают избыточную энергию и переходят в область короны или вообще покидают скопление. Ядро при этом, как правило, сжимается. Процесс диссипации ядра происходит особенно быстро у скоплений с небольшим количеством членов, т. е. рассеянных. Поэтому из старых скоплений в нашей Галактике сохранились лишь наиболее массивные из них, т. е. шаровые. Среди слабых членов молодых рассеянных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды.В некоторых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются цефеиды.Наиболее близкие к Солнцу З. с. (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), называются движущимися. Движущиеся З. с. играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, т. к. расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом. См. также Звёздные ассоциации, Звёздная астрономия.
Лит.:Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Сойер-Хогг Э., Звездные скопления, в сборнике: Строение звездных систем, М., 1962.
П. Н. Холопов.
Диаграммы «звёздная величина - показатель цвета» для рассеянного (вверху) и шарового (внизу) звёздных скоплений.
Звёздные сутки
Звёздные су'тки,промежуток времени, равный периоду вращения Земли вокруг оси относительно звёзд (точнее, относительно весеннего равноденствия точки ). З. с. равны 24 чзвёздного времени, или 23 ч56 мин4,091 сексреднего солнечного времени.
Звёздные часы
Звёздные часы',часы, отрегулированные по звёздному времени. По отношению к «обычным», применяемым в обиходе часам, идущим по среднему солнечному времени, З. ч. уходят вперёд на 3 мин56 секв сутки. З. ч. применяются при астрономических наблюдениях. См . Время.
Звёздный год
Звёздный год,сидерический год, одна из единиц времени, применяемых в астрономии; см. Год.
Звёздный дождь
Звёздный дождь,появление многочисленных метеоров (иногда до 1000 за 1 мин) в течение непродолжительных промежутков времени, происходящее при встрече Земли с роем метеорных тел (см. Метеорный поток ).
Звёздный интерферометр
Звёздный интерферо'метр,астрономический оптический инструмент для измерения чрезвычайно малых угловых расстояний (десятые и сотые доли секунды дуги) с использованием явления интерференции света. Применяется в основном для измерения угловых расстояний между компонентами тесных двойных звёзд (с близкими по блеску компонентами) и угловых диаметров звёзд. Различают простой и перископический З. и. Первый - это обычный телескоп, на объектив которого падет непрозрачный экран с двумя одинаковыми по форме отверстиями, например параллельными щелями. В этом случае на изображении звезды наблюдаются интерференционные полосы, вид которых меняется при изменении расстояния между отверстиями в экране, а в случае двойных звёзд - и от взаимной ориентации линии, соединяющей компоненты двойной звезды и отверстий в экране. Простой З. и. позволяет примерно удвоить разрешающую способность телескопа.
В периодическом З. и., предложенном А. А. Майкельсоном (США), перед объективом телескопа установлена оптическая система из двух пар плоских зеркал, позволяющая направить в объектив телескопа два более удалённых друг от друга световых луча от измеряемого источника. Эта система увеличивает разрешающую способность телескопа пропорционально расстоянию между крайними зеркалами. В 1920-21 с помощью перископических З. и. были впервые измерены угловые диаметры нескольких звёзд.
Лит.:Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.
Е. С. Кулагин.
Схема перископического звёздного интерферометра: S 1, S 2, S 3, S 4- плоские зеркала.
Звёздных температур шкалы
Звёздных температу'р шка'лы,соотношения между получаемыми из наблюдений величинами, характеризующими распределение энергии в спектре звезды (спектральный класс, показатель цвета и др.), и эффективной температурой (см. Температура в астрофизике); используются при сопоставлении результатов теоретических исследований строения и эволюции звёзд с наблюдениями. Для определения З. т. ш. необходимо знать линейные размеры звезды и полное количество излучаемой ею энергии. Этим обстоятельством обусловлены трудности определения З. т. ш., связанные с необходимостью фотометрии звёзд в далёких ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра и малым количеством звёзд с известным радиусом (в основном ближайшие звёзды - сверхгиганты и затменные переменные звёзды). При одинаковом спектральном классе (см. Спектральная классификация звёзд ) звёзды-карлики горячее звёзд-гигантов и сверхгигантов, т.к. из-за меньшей силы тяжести на поверхности последних одинаковая степень ионизации и возбуждения атомов, определяющая спектральный класс, достигается при меньшей температуре. В таблице приведена З. т. ш., составленная в основном по данным американских астрономов Г. Джонсона (1966), а также Д. Мортона и Т. Адамса (1968), подтверждаемым новейшими измерениями.
Ю. Н. Ефремов.
| Спектральные классы | Эффективная температура | |
| звёзды-карлики | звёзды-гиганты | |
| ВО | 28000 | 21000 |
| В5 | 15500 | 11500 |
| АО | 9850 | 9400 |
| FO | 7030 | 7500 |
| GO | 5900 | 5800 |
| КО | 5240 | 4900 |
| МО | 3750 | 3750 |
| М5 | 3100 | 2950 |
| М8 | 2750 | - |
Звездорыл
Звездоры'л(Condylura cristata), насекомоядное млекопитающее семейства кротов. По внешнему облику напоминает обыкновенного крота. Длина тела 100-127 мм,хвоста - 55-85 мм,весит 40-85 г.Передние лапы слабее, чем у остальных кротов. На конце морды имеется голый овальный диск с кожистыми бахромчатыми краями наподобие многолучевой звезды (отсюда название). Окраска шерсти тёмно-коричневая или чёрная. Распространён в Северной Америке (в юго-восточной Канаде и северо-восточной части США). Ведёт подземный, роющий образ жизни. Обитает на лугах, огородах, в садах и по опушкам лесов с мягкой, удобной для рытья почвой. Питается дождевыми червями и почвенными насекомыми. Детёныши (от 2 до 7) родятся один раз в год.
Рис. к ст. Звездорыл.
Звездочёты
Звездочёты(Uranoscopidae), семейство рыб отряда окунеобразных. Рот большой, верхний, почти вертикальный, губы бахромчатые, глаза расположены на верху головы. Длина тела до 30 см.Распространены главным образом в тёплой и умеренной зонах Атлантического, Индийского и Тихого океанов, особенно у берегов Японии и Восточной Индии. Хищники; подкарауливают жертву, зарывшись в песок. В СССР в Чёрном море встречается обыкновенный З. (Uranoscopus scaber), приманивающий жертву с помощью имеющегося на нижней челюсти червеобразного отростка. У некоторых видов рода Astroscopus на голове имеются электрические органы. З. промыслового значения не имеют.
Обыкновенный звездочёт.
Звездчатка
Звездча'тка(Stellaria). род растений сем. гвоздичных. Многолетние, реже одно- и двулетние травы с супротивными линейно-ланцетными или яйцевидными листьями. Околоцветник большей частью 5-членный, лепестки белые, двураздельные или выемчатые, тычинок 10; плод - коробочка. Около 100 видов по всему земному шару. В СССР более 50 видов. Наиболее распространены З. ланцетолистная (S. holostea), растущая в лиственных и смешанных лесах, по опушкам, в садах и парках, и З. злаковидная, или пьяная трава (S. graminea), - на лугах, в светлых лесах и на опушках, иногда в посевах; ядовита для лошадей и рогатого скота. З. средняя, или мокрица (S. media), - трудно искоренимый сорняк огородов и полей, обитающий также у жилья и на сорных местах.
Лит.:Котт С. А., Сорные растения и борьба с ними, 3 изд., М., 1961.
Т. В. Егорова.
Звездчатка ланцетолистная.
Звёзды
Звёзды,самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше З. только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 8 1/ 3 мин,а от ближайшей звезды (Центавра - 4 года3 мес.Из-за больших расстояний от Земли З. и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число З., видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды З.
Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд.Изучение З. было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время З. считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что З. - это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная З., а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) - первая двойная З. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх З. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких З. В 60-х гг. 19 в. для изучения З. применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о З.
В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о З. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура З., условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения З. (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования З. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах З. (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).
Параметры звёзд.Основные характеристики З. - масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере З.; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы З. на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).
Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые З. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца ( звёзды-гиганты ); в то же время имеется множество З., которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу ( звёзды-карлики ) (см. рис. 1 ). Разнообразны и светимости З.; так, светимость З. S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. З. бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских З. в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность т. н. белых карликов,наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы З. различаются меньше.
У некоторых типов З. блеск периодически изменяется; такие З. называются переменными звёздами.Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах.При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем З. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.
Изучение спектров З. позволяет определить химический состав их атмосфер. З., как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.
В З. преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои З. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения З. и источников звёздной энергии.
Солнце по всем признакам является рядовой З. Имеются все основания предполагать, что многие З., как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники З. даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу З. Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие З., также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.
З. часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие З. называются двойными звёздами.Встречаются также тройные и кратные
системы З.
Взаимное расположение З. с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике.Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы - галактики.В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. З. Изучение строения Галактики показывает, что многие З. группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциациии др. образования.
З. изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия,рассматривающая З. как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение З., распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения