АСФАЛЬТИРОВАНИЕ, устройство асфальтобетонных покрытий на автомобильных дорогах, улицах, аэродромах и т. п. путём укладки и уплотнения асфальтобетонной смеси по предварительно подготовленному основанию. В зависимости от назначения покрытия асфальтобетонную смесь (асфальтобетон) укладывают в один или два слоя на основание из щебня, гравия (нежёсткое основание) или бетона (жёсткое основание). Нижний слой толщиной 4-5 см устраивают из крупно- или среднезерни-стой смеси с остаточной пористостью 5-10% ; верхний слой толщиной 3-4 см-из средне- или мелкозернистой смеси (остаточная пористость 3-5%). При тяжёлых нагрузках и интенсивном движении транспорта покрытия устраивают 3-4-слойными общей толщиной 12-15 см. АСФАЛЬТИРОВАНИЕ начинается с очистки основания от пыли и грязи механич. дорожными щётками и поливомоечными машинами, исправления неровностей основания, обработки его поверхности жидким битумом или битумной эмульсией. Асфальтобетонная смесь приготовляется в асфальтобетоно-смесителях на стационарных или полустационарных заводах (установках), доставляется на место автомобилями-самосвалами и загружается в приёмный бункер асфалътобетоноукладчика, к-рый укладывает, разравнивает и предварительно уплотняет смесь. Окончат. уплотнение осуществляется катками дорожными. .
КОММУНАЛЬНОЕ СТРОИТЕЛЬСТВО, отрасль строительства, занятая сооружением объектов, связанных с обслуживанием жителей городов, посёлков городского типа, районных сельских центров и населённых пунктов сельской местности. В числе этих объектов: системы водоснабжения и канализации с очистными сооружениями и сетями; сооружения городского электрического транспорта с путевым, энергетическим хозяйством, депо и ремонтными предприятиями; сети газоснабжения и теплоснабжения с распределительными пунктами, районными и квартальными котельными; электрические сети и устройства напряжением ниже 35 кв; гостиницы; городские гидротехнические сооружения; объекты внешнего благоустройства населённых мест, озеленения, дороги, мосты, путепроводы, ливнестоки; предприятия санитарной очистки, мусороперерабатывающие и др. Планомерное развитие КОММУНАЛЬНОГО СТРОИТЕЛЬСТВА в СССР началось ещё в 1-й пятилетке и осуществлялось нарастающими темпами до начала Великой Отечеств, войны 1941-45. В годы 4-й пятилетки (1946-50) проводились работы по восстановлению объектов коммунального назначения, разрушенных во время нем.-фаш. оккупации. В последующие годы КОММУНАЛЬНОЕ СТРОИТЕЛЬСТВО велось высокими темпами в связи с бурным развитием промышленности, культуры, увеличением численности городов и посёлков городского типа .
ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО, теория и практика планировки и застройки городов (см. Город). ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО определяют социальный строй, уровень развития производственных сил, науки и культуры, природно-климатичие условия и национальные особенности страны. ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО охватывает сложный комплекс социально-экономических, строительно-технических, архитектурно-художественных, а также санитарно-гигиенических проблем. Общим для ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО досоциалистических формаций является большее или меньшее влияние на него частной собственности на землю и недвижимое имущество..
ЗЕЛЁНОЕ СТРОИТЕЛЬСТВО, составная часть современного градостроительства. Городские парки, сады, скверы, бульвары, загородные парки (лесопарки, лугопарки, гидропарки, исторические, этнографические, мемориальные), национальные парки, народные парки, тесно связанные с планировочной структурой города, являются необходимым элементом общегородского ландшафта. Они способствуют образованию благоприятной в санитарно-гигиеническом отношении среды, частично определяют функциональную организацию городских территорий, служат местами массового отдыха трудящихся и содействуют художественной выразительности архитектурых ансамблей. При разработке проектов садов и парков учитывают динамику роста деревьев, состояние и расцветку их крон в зависимости от времени года.
| подвальные и наземные помещения зданий, погреба, подполья, шахты, горные выработки, а также специально построенные противорадиационные укрытия из сборного бетона и железобетона, дерево-земляные, из самана, хворостяных фашин и т. п. Защитные свойства противорадиационных укрытий обеспечиваются толщей грунтовой обсыпки, ограждающими конструкциями, герметизацией входов и вентиляц. устройств. В них предусматриваются места для размещения санузлов, запасов воды и продовольствия. Вентиляция противорадиационных укрытий может быть естественной и принудительной. Для подачи воздуха используются вентиляторы с ручным или механич. приводом.
Лит.: Гражданская оборона, М., 1969; Каммерер Ю.Ю.,Харкевич А.Е., Эксплуатация убежищ гражданской обороны, М., 1967; Горшков Л. М., Как построить противорадиационные укрытия на селе, М., 1968. Б. А. Яковлев, А. А. Никаноров.
ЗАЩИТНЫЙ КОНТЕЙНЕР, устройство для временного хранения или транспортировки радиоактивных веществ, обе спечивающее безопасность обслуживающего персонала в пределах принятых норм.
Герметичный защитный контейнер: 1 - камера для радиоактивных веществ; 2 - радиационная защита (свинец); 3 - стальной кожух; 4 - прокладка; 5 - крышка.
[920-47.jpg]
Конструктивно 3. к. обычно выполняется в виде свинцовой камеры, облицованной сталью, или стальной камеры (рис.). В торцовой части 3. к. имеется герметич. пробка или крышка. Для отвода тепла, выделяющегося в свинце при поглощении излучения, в нек-рых 3. к. предусматривается водяное или возд. охлаждение. Лёгкие лабораторные 3. к. выполняют переносными или на поворотных роликах. Специальные тяжёлые 3. к. для транспортировки выгоревших топливных элементов ядерных реакторов монтируют на передвижных платформах.
ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА (видимая), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой, Солнцем и т
Историческая справка. Начало 3. а. было положено в кон. 18 в. англ. астрономом В. Гершелем, который выполнил несколько статистических исследовании ("обозрений") звёздного неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа в разных участках неба, он обнаружил явление галактич. концентрации, т. е. возрастание числа звёзд по мере приближения к галактич. экватору. Это указало на сплюснутость нашей звёздной системы. Гершель построил первую модель нашей звёздной системы - Галактики, определил направление движения Солнца по отношению к окрестным звёздам. Он открыл большое число двойных звёзд, обнаружил у некоторых из них орбитальное движение и таким образом доказал физич. природу их двойственности, а также то, что закон всемирного тяготения И. Ньютона справедлив и за пределами Солнечной системы. В 1847 рус. астроном В. Я. Струве, изучая строение Галактики, высказал утверждение о существовании поглощения света в межзвёздном пространстве и об увеличении звёздной плотности (пространственной) при приближении к плоскости симметрии Галактики.
В сер. 19 в. рус. астроном М. А. Ковальский и англ. астроном Дж. Эри разработали аналитич. методы определения скорости Солнца по собств- движениям звёзд. В кон. 19 в. X. Зелигер и К. Шварцшильд в Германии развили методы исследования пространств. распределения звёзд по их подсчётам. В нач. 20 в. голл. астроном Я. Каптейн обнаружил преимуществ. направление движений звёзд и предложил гипотезу о существовании двух движущихся навстречу друг другу потоков звёзд. Затем Шварцшильд выдвинул предположение об эллипсоидальном законе распределения скоростей (остаточных) звёзд, более естественно объясняющее наблюдаемые закономерности в движениях звёзд. К этому же времени (до 1922) относятся выполненные Каптейном исследования строения Галактики на основании результатов звёздных подсчётов и анализа собств. движений звёзд. Несмотря на то, что ещё в сер. 19 в. Струве пришёл к заключению о существовании поглощения света в Галактике, в нач. 20 в. преобладало убеждение о полной прозрачности межзвёздного пространства. Поэтому кажущееся поре-дение звёзд по мере удаления от Солнца по всем направлениям, вызываемое гл. обр. поглощением света в межзвёздном пространстве, принималось за действительное уменьшение звёздной плотности по всем направлениям от Солнца. В моделях Каптейна Солнце находилось в центре Галактики.
В 1-й четв. 20 в. астрономы Гарвардской обсерватории (США) закончили обзор спектров сотен тысяч звёзд, а голландский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Ресселл обнаружили в это же время разделение звёзд поздних спектральных классов на гиганты и карлики и построили диаграмму "спектр - светимость", отражающую статистич. зависимость между спектром звезды и её светимостью. В 1918 амер. астроном X. Шепли нашёл, что центр системы шаровых скоплений расположен далеко от Солнца. Очевидно, что именно центр огромной системы шаровых скоплений (а не рядовая звезда - Солнце) должен совпадать с центром Галактики. Шепли определил направление на центр Галактики и оценил расстояние его от Солнца. В 1917 амер. астрономы Дж. Ричи и X. Кёртис обнаружили в туманностях, имеющих вид спиралей, неожиданно появляющиеся, а затем исчезающие слабые звёзды и определили, что это новые звёзды, аналогичные тем, которые время от времени наблюдаются в Галактике. Стало ясно, что спиральные туманности находятся на громадных расстояниях, вне Галактики, и имеют сравнимые с ней размеры. В 1924-26 амер. астроном Э. Хаббл при помощи 2,5-м телескопа разложил (разрешил) на звёзды внешние области трёх спиральных туманностей, в т. ч. туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 амер. астроном У. Бааде при помощи 5-м телескопа разрешил на звёзды неск. эллиптич. туманностей и ядра упомянутых спиральных туманностей. Этим окончательно было доказано, что, помимо нашей Галактики, существуют др. звездные системы; их назвали галактиками.
В 1927 голл. астроном Я. Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собств. движениях и лучевых скоростях звёзд обнаружил явление вращения, определил его осн. характеристики. Направление на центр вращения совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений. В 1932 сов. астроном К. Ф. Огородников развил теорию кинематики звёздных систем, в частности Галактики, в к-рой звёздная система рассматривается не просто как собрание отд. движущихся звёзд, а как единая система, в движении к-рой участвует весь объём занимаемого ею пространства. В 1915-20 Дж. Джине и А. Эддингтон (Великобритания), а позднее В. А. Амбарцумян (СССР) и С. Чандрасекар (США) разработали основы звёздной динамики. Б. Линдблад (Швеция) вывел осн. динамич. соотношения для Галактики. В 1930 амер. астроном Р. Трамплер, исследуя большое число рассеянных скоплений, определил, что их расстояния искажаются наличием поглощения света в межзвёздном пространстве, и оценил поглощение света для направлений, близких к плоскости симметрии Галактики. Хаббл исследовал распределение галактик по всему небу. Оказалось, что по мере приближения к галактическому экватору число наблюдаемых галактик быстро убывает, и вблизи галактич. экватора (примерно между широтами -10° и + 10°) галактик почти нет. Это показало, что поглощающая свет материя сосредоточена в сравнительно тонком слое у плоскости симметрии Галактики. В 1938-47 Амбарцумян установил, что поглощающая свет материя в Галактике имеет клочкообразную структуру.
40-е гг. 20 в. характеризуются исследованиями, к-рые определили особенности распределения и кинематики звёзд различных типов. Выяснилось, что распределение и кинематика тесно связаны с проблемами происхождения и эволюции звёзд данного типа, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли. Амбарцумян обнаружил, что горячие звёзды-гиганты (спектральные классы О и В0 - В2) образуют группировки, получившие назв. звёздных ассоциаций. Звёздные ассоциации неустойчивы, следовательно входящие в их состав звёзды - молоды. Их возраст оказался равным 105 - 107 лет, т. е. намного меньше возраста Земли, Солнца, большей части звёзд Галактики, самой Галактики и др. галактик, к-рый оценивается в миллиарды лет (до десяти миллиардов лет). Т. о., существование звёздных ассоциаций Свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается.
Сов. астрономы П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и их сотрудники изучили распределение и кинематику звёзд различных типов, в т. ч. переменных звёзд, и установили, что Галактика представляет собой совокупность подсистем, каждая из к-рых имеет свои особенности. Бааде указывал на существование двух типов звёздного населения. Большое значение для 3. а. имело развитие методов радиоастрономич. наблюдений. Радионаблюдения позволили изучить структуру ядра Галактики, уточнить положение ее плоскости симметрии. Исследование профилей линии с длиной волны[921-1.jpg] излучаемой нейтральным водородом (первая работа опубл. С. ван де Холстом, С. Мюллером и Я. Сортом в 1954), дало возможность определить закон вращения Галактики для значит. диапазона расстояний и получить сведения о расположении спиральных ветвей в Галактике. Начало 2-й пол. 20 в. характеризуется усиленным развитием исследований в области звёздной динамики - изучением роли регулярных и иррегулярных сил в звёздных системах и получением оценок возраста различных систем, изучением распределения скоростей звёзд, построением моделей сферич. и вращающихся систем, определением особенностей орбит звёзд в звёздных системах, исследованием различного вида неустойчивоссти звёздных систем. Важное значение приобрели методы прямого решения звёздно-динамич. задач при помощи численного решения на ЭВМ уравнений движения я тел.
В 20 в. исследования в области 3. а. ведутся на большинстве астрономич. обсерваторий многих стран мира; в СССР - в Москве, Ленинграде, Абастумани, Бюракане, Тарту и др.
Лит.: Чандрасекар С., Принципы звездной динамики, пер. с англ., М., 1948; Кукаркин Б. В., Исследование строения и развития звездных систем на основе изучения переменных звезд, М.- Л.. 1949; Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, М., 1958; Зонн В., Рудницкий К., Звездная астрономия, пер. с польск., М., 1959; Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 2, М., 1962, гл. 2, 18 - 21; Строение звездных систем, пер. с нем., М., 1962; Кинематика и динамика звёздных систем, М., 1968; Курт Р., Введение в звездную статистику, пер. с англ., М., 1969; Рahlеn Е. von, Lehrbuch der Stellarstatistik, Lpz., 1937; Smart W. M., Stellar dynamics, Camb., 1938; Trumpier R., Weaver H., Statistical astronomy, Berk. - Los Ang., 1953. Т. А.Агекян.
ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА (видимая), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой, Солнцем и т. п.) на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Обычно предполагается, что в значения 3. в. внесены поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и 3. в. являются, т. о., внеатмосферными. Впервые понятие 3. в. было введено во2 в. до н. э. Гиппархом, к-рый все звёзды, видимые невооружённым глазом, разделил на 6 величин. К 1-й 3. в. были отнесены самые яркие звёзды, а к 6-й- самые слабые (из доступных невооружённому глазу). 3. в. т связаны с соответствующими им освещённостями Е зависимостью[921-2.jpg]
Значение коэфф. k, по предложению англ. астронома Н. Р. Погсона (сер. 19 в.), принято равным -2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная Со - её нульпункт. Изменению 3. в. на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его 3. в.; 3. в. могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С0 определяется по результатам измерений нек-рой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. На практике произвести измерения блеска со строгим соблюдением общепринятого нульпункта и шага шкалы довольно трудно. В связи с этим параметры к и Со в различных фотометрич.каталогах небесных светил могут несколько отличаться друг от друга, что выявляется при их сравнении.
В зависимости от методики измерений различают 3. в. визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра)| фотографич. (по фотоснимкам), фотоэлектрич. (с помощью фотоэлектрич. фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). 3. в., полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматич. или панхроматич. эмульсией через жёлтый светофильтр, наз. фотовизуальными (такие 3. в. близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять 3. в., относящиеся к разным фотометрич. системам. В интернациональных фотографич. и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Сев. полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в к-рых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в к-рой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500 А), синей В (4350 А) и жёлтой V (5550 А) частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными величинами интернациональной системы. В дополнение к системе UBV употребляют 3. в. в красной и инфракрасной областях спектра: R (0,7 мкм), I (0,90 мкм), J (1,25 мкм), К (2,2 мкм) и L (3,7 мкм) и т.д. При установлении любых новых систем 3. в. принято, что для неск. выбранных звёзд гл. последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы спектрального класса АО все виды 3. в. совпадают. Стандартами 3. в. в системе UBVRIJKL... служат неск. десятков звёзд, расположенных на всём небе. Разности 3. в., полученных в различных фотометрич. системах, характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд. Они наз. показателями цвета, напр. В - V, U - В и др.
Фотоэлектрически измерены 3. в. и показатели цвета св. 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет ок. 0,01- 0,02 3. в. Точность фотографич. и визуальных измерений ок. 0,05-0,1 3. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет 3. в. V = -1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й 3. в. Звёздная величина Солнца V =-26,78, полной Луны V = - 12,71. 3. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = -13,78.
Абсолютной 3. в. наз. 3. в., к-рую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные 3. в. (в отличие от видимых) характеризуют физич. свойства самих светил, их светимости. Абсолютная 3. в. М связана с видимыми 3. в. m зависимостью:
[921-3.jpg]
где г - расстояние до светила, выраженное в парсеках.
Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, "Успехи астрономических наук", 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, "Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории", 1962, т. 27. А. С. Шаров.
ЗВЁЗДНАЯ ДИНАМИКА, динамика звёздных систем, раздел звёздной астрономии, в к-ром изучаются закономерности движений звёзд в гравитационном поле звёздной системы и, как следствие этого, эволюция звёздных систем. В 3. д. сочетаются методы аналитич. механики и статистич. физики. Средств только первой недостаточно, т. к. число звёзд в звёздных системах (за исключением кратных звёзд) велико. Хотя галактики содержат, кроме звёзд, ещё пыль и газ, движение к-рых определяется не только гравитационными силами, но и силами светового давления, а также силами магнитного поля звёздной системы, осн. задачей 3. д. является исследование движений звёзд, т. к. именно в звёздах сосредоточена подавляющая часть всего вещества галактик. Осн. типом звёздных систем, изучаемых в 3. д., являются галактики и в особенности наша Галактика. Изучаются также шаровые и рассеянные звёздные скопления, кратные звёзды, скопления галактик.
Важной проблемой 3. д. сер. 20 в. является проблема релаксации, связанная с исследованием возможных путей эволюции звёздных систем от нек-рых первоначальных состояний к состоянию, характеризуемому наблюдаемым в совр. эпоху распределением скоростей звёзд. Значит. место в исследованиях по 3. д. занимает проблема спиральной и кольцевой структуры галактик и др.
Лит. см. при ст. Звёздная астрономия.
ЗВЁЗДНАЯ КИНЕМАТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. 3. к. изучает движения звёзд, освобождённые от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т. п. Осн. кинематич. характеристиками галактич. объектов являются их собственные движения[921-4.jpg] (см. Собственное движение звезды) и лучевые скорости vr, к-рые связаны с пространственной скоростью звезды v относительно Солнца соотношением:
[921-5.jpg]
где r - расстояние от звезды до Солнца (здесь V, и v выражены в км/сек, r - в пс). Движение любой группы звёзд в пространстве можно характеризовать её средним движением (движением центроида группы) относительно Солнца и параметрами распределения остаточных скоростей, т. е. разностей скоростей звёзд центроида.
До нач. 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистич. исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математич. теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:
[921-6.jpg]
Величины h,k,l характеризуют дисперсии компонентов скоростей в направлении гл. осей и, v, w, N - число исследуемых звёзд. Поверхностями равной плотности концов векторов скоростей являются в общем случае трёхосные эллипсоиды, направления больших полуосей к-рых близки к направлению на центр Галактики.
Отношения полуосей, пропорциональных дисперсиям остаточных скоростей, примерно постоянны для различных групп звёзд и составляют 1 : 0,6 : 0,5. Однако их абсолютные значения зависят от того, к какой составляющей Галактики принадлежат исследуемые объекты. Так, для звёзд спектральных классов О и В - типичных представителей плоской составляющей средняя квадратичная скорость равна приблизительно 10 км/сек, а для объектов сферической составляющей - порядка 100 км/сек. Эти различия являются следствием неодинаковых условий формирования и возраста звёзд разных составляющих.
Скорость Солнца v0может быть определена путём анализа движений различных групп звёзд. По отношению к видимым невооружённым глазом звёздам Солнце движется со скоростью v0 = 19,5 км/сек в направлении: прямое восхождение 18 ч, склонение ок. + 30° (т. н. стандартный апекс). Относительно нек-рых др. групп звёзд v0 достигает 140 км/сек. Разность скоростей Солнца относительно двух центроидов характеризует взаимное движение центроидов, подчинённое определённым закономерностям. Проекции концов векторов скорости Солнца для различных групп звёзд на галактич. плоскость располагаются примерно на одной прямой, проходящей в направлении галактич. долгот 90°-270°. Объяснение этой закономерности дал швед. астроном Б. Линдблад, предположив, что Галактика состоит из взаимопроникающих подсистем, вращающихся с разными скоростями вокруг одной и той же оси, проходящей через центр Галактики перпендикулярно к её плоскости. Звёзды, относительно к-рых Солнце имеет скорость 19,5 км/сек, вращаются наиболее быстро. Исследование вращения Галактики показывает, что на расстоянии Солнца оно происходит по законам, промежуточным между законами вращения твёрдого тела и законами Кеплера (ближе к последним). Влияние дифференциального эффекта вращения Галактики на компоненты собственных движений[921-7.jpg] и [921-8.jpg]в галактич. координатах l и b и лучевые скорости [921-9.jpg] для звёзд в пределах ок. 1 кпс от Солнца выражаются формулами, предложенными голл. астрономом Я. Сортом (1927):
[921-10.jpg]
Вращение Галактики на расстоянии Солнца может быть описано следующими значениями параметров (постоянных Оорта): А= 15 (км/сек)/кпс;В= -10(км/сек)/кпс. Лит. см. при ст. Звёздная астрономия. Е. Д. Павловская.
"ЗВЁЗДНАЯ ПАЛАТА" (англ. Court of Star Chamber), высшее суд. учреждение Англии в 15-17 вв. (получило назв. от украшенного звёздами потолка зала в королев. дворце в Вестминстере), Создана в 1487 Генрихом VII гл. обр. для борьбы с мятежными феодалами; позднее, при Елизавете I Тюдор и особенно при первых Стюартах, "3. п." превратилась в орудие подавления противников феод.-абсолютистского строя и англиканской церкви. Была упразднена во время Английской революции 17 в. актом Долгого парламента (1641).
ЗВЁЗДНАЯ ПЛОТНОСТЬ в Галактике] число звёзд, содержащихся в объёме, равном 1 кубич. парсеку в данном месте звёздной системы. Звёздная плотность монотонно убывает с удалением от оси симметрии и плотности симметрии Галактики- В окрестностях Солнца она составляет ок. 0,12 звезды на кубич. парсек.
ЗВЁЗДНАЯ СТАТИСТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий методами математической статистики пространственное распределение звёзд, обладающих сходными физич. характеристиками, и различные статистич. зависимости между характеристиками звёзд. Начало 3. с. было положено В. Гершелем, к-рый в кон. 18 в. обнаружил рост числа звёзд, видимых в его телескоп, по мере приближения к плоскости Млечного Пути (т. н. галактич. концентрация) и объяснил это сплюснутостью нашей Галактики. Одной из важных задач 3. с. является определение звёздной плотности D(r), т. е. числа звёзд в единице объёма в данном направлении на расстоянии r. При решении этой задачи чаще всего используются статистич. методы, т. к. непосредственно определить расстояние можно либо до ближайших к Солнцу объектов (r< 100 пс), либо до нек-рых особых типов звёзд, напр. переменных звёзд.
Широкое применение в 3. с. получили дифференциальная функция распределения звёзд по видимым звёздным величинам А (m) и интегральная функция N (m), указывающая число звёзд ярче данной звёздной величины т, а также функция распределения звёзд по их абсолютным звёздным величинам, т. н. функция светимости . Функции А(т) и N(m) непосредственно [921-11.jpg] определяются по подсчётам звёзд данной видимой величины или звёзд ярче этой величины. Функцию светимости можно определить путёмрешения интегральных уравнений 3. с. Функция А(т) связана с функцией звёздной плотности D(r) и функцией светимости [921-12.jpg] соотношением (первое интегральное уравнение 3. с.):
[921-13.jpg]
где - w выбранный телесный угол. С помощью среднего параллакса [921-14.jpg] звёзд видимой величины т выводится соотношение (второе интегральное уравнение 3. с.):
[921-15.jpg]
Эти уравнения используются как для определения D(r), так и ф(М). Чаще всего уравнения 3. с. решаются численными методами. Оба приведённых уравнения наз. уравнениями Шварцшильда (по имени нем. астронома К. Шварцшильда, к-рый вывел их в 1910).
В предположении существования межзвёздного поглощения света интегральные уравнения сохраняют свой вид, но в результате их решения получается видимая звёздная плотность D'(r), с помощью к-рой, если известна зависимость поглощения света от расстояния, т. е. функция поглощения света А (r), можно определить истинную звёздную плотность D(r).
При исследовании распределения небесных объектов удобен метод, предложенный в 1937 сов. астрономом М. А. Вашакидзе и независимо от него голл. астрономом Я. Сортом в 1938. Этот метод позволяет исследовать распределение звёздной плотности в произвольном направлении, если известно её распределение в направлении, перпендикулярном галактич. плоскости.
Табл. 1. - Количество звёзд на звёздном небе
Звёздная величина (визуальная)
Количество звёзд до данной звёздной величины
Звёздная величина ( визуальная)
Количество звёзд до данной звёздной величины
1
13
12
2,3 млн.
2
40
13
5,7 млн.
3
100
14
14,0 млн.
4
500
15
32,0 млн.
5
1600
16
71,0 млн.
6
4800
17
150,0 млн.
7
15000
18
300,0 млн.
8
42 000
19
550,0 млн.
9
125 000
20
1 млрд.
10
350000
21
2 млрд.
11
900 000
Таким путём установлено, что звёздная плотность имеет общую тенденцию расти в направлении на центр Галактики, а Солнце располагается между двумя местными сгущениями,к-рые можно отождествить со спиральными ветвями Галактики.
Метод Вашакидзе - Оорта был применён сов. астрономом Б. В. Кукаркиным (1947) для исследования пространственного распределения переменных звёзд. Было показано, что различные типы переменных звёзд характеризуются различной степенью концентрации к плоскости Галактики и к галактич. центру, причём параметры пространственного распределения звёзд связаны с их кинематич. характеристиками (см. Звёздные подсистемы).
Лит. см. при ст. Звёздная астрономия. Е. Д. Павловская.
ЗВЁЗДНОЕ ВРЕМЯ, система счёта времени, в основе к-рой лежат звёздные сутки; применяется при различных астрономических наблюдениях. См. Время.
ЗВЁЗДНОЕ НЕБО, совокупность светил, видимых ночью на небесном своде.
Табл. 2. - Названия созвездий
Русское название
Латинское название
Сокращённое название
Положение на звёздном небе
Русское название
Латинское название
Сокращённое название
Положение на звёздном небе
Русское название
Латинское название
Сокращённое название
Положение на звёздном небе
Андромеда
Andromeda
And
С
Кит
Cetus
Cet
Э
Рыбы
Pisces
Psc
Э
Близнецы
Gemini
Gem
С
Козерог
Capricornus
Cap
Ю
Рысь
Lynx
Lyn
С
Большая Мед- ведица
Ursa Major
UMa
С
Компас
Корма
Pyxis
Puppis
Pyx
Pup
Ю
Ю
Северная Корона
Corona Borea-lis
CrB
С
Большой Пёс
Canis Major
CMa
Ю
Крест
Crux
Cru
Ю
Секстант
Sextans
Sex
Э
Весы
Libra
Lib
Ю
Лебедь
Cygnus
Cyg
С
Сетка
Reticulum
Ret
Ю
Водолей
Aquarius
Aqr
Э
Лев
Leo
Leo
С
Скорпион
Scorpius
Sco
Ю
Возничий
Auriga
Aur
С
Летучая Рыба
Volans
Vol
Ю
Скульптор
Sculptor
Scl
Ю
Волк
Lupus
Lup
Ю
Лира
Lyra
Lyr
С
Столовая Гора
Mensa
Men
Ю
Волопас
Bootes
Boo
С
Лисичка
Vulpecula
Vul
С
Стрела
Sagitta
Sge
С
Волосы Вероники
Coma Berenices
Com
С
Малая Медведица
Ursa Minor
UMi
С
Стрелец Телескоп
Sagittarius TeTescopium
Sgr Tel
Ю Ю
Ворон
Corvus
Crv
Ю
Малый Конь
Equuleus
Equ
С
Телец
Taurus
Tau
С
Геркулес
Hercules
Her
С
Малый Лев
Leo Minor
LMi
С
Треугольник
Triangulum
Tri
С
Гидра
Hydra
Hya
Ю
Малый Пёс
Canis Minor
CMi
С
Тукан
Tucana
Tuc
Ю
Голубь
Columba
Col
Ю
Микроскоп
Microscopium
Mic
Ю
Феникс
Phoenix
Phe
Ю
Гончие Псы
Canes Venatici
CVn
С
Муха
Musca
Mus
Ю
Хамелеон
Chamaeleon
С ha
Ю
Дева
Virgo
Vir
Э
Насос
Antlia
Ant
Ю
Центавр
Centaurus
Cen
Ю
Дельфин
Delphinus
Del
С
Наугольник
Norma
Nor
Ю
Цефей
Cepheus
Сер
С
Дракон
Draco
Dra
С
Овен
Aries
Ari
С
Циркуль
Circinus
Cir
Ю
Единорог
Monoceros
Mon
Э
Октант
Octans
Oct
Ю
Часы
Horologium
Hor
Ю
Жертвенник
Ara
Ara
Ю
Орёл
Aquila
Aql
Э
Чаша
Crater
Crt
Ю
Живописец
Pictor
Pic
Ю
Орион
Orion
Ori
Э
Щит
Scutum
Set
Э
Жираф
Camelopardalis
Cam
С
Павлин
Pavo
Pav
Ю
Эридан
Eridanus
Eri
Ю
Журавль
Grus
Gru
Ю
Паруса
Vela
Vel
Ю
Южная Гидра
Hydrus
Hyi
Ю
Заяц
Lepus
Lep
Ю
Пегас
Pegasus
Peg
С
Южная Корона
Corona Aust-rina
CrA
Ю
Змееносец
Ophiuchus
Oph
Э
Персей
Perseus
Per
С
Змея
Serpens
Ser
Э
Печь
Fornax
For
Ю
Южная Рыба
Piscis Austri-nus
PsA
Ю
Золотая Рыба
Dorado
Dor
Ю
Райская Птица
Apus
Aps
Ю
Индеец
Indus
Ind
Ю
Южный Треугольник
Triangulum Australe
TrA
Ю
Кассиопея
Cassiopeia
Cas
с
Рак
Cancer
Cnc
С
Киль
Carina
Car
Ю
Резец
Caelum
Cae
Ю
Ящерица
Lacerta
Lac
С
Обозначения: С- Сев. полушарие, Ю - Юж. полушарие, Э - экватор.
Невооружённым глазом на ночной половине неба при хороших условиях можно видеть одновременно ок. 2,5 тыс. звёзд (до 6-й звёздной величины), большинство к-рых расположено вблизи полосы Млечного Пути. Применение телескопа позволяет наблюдать значительно большее число звёзд (см. табл. 1).
Для удобства ориентировки 3. н. разделено на участки, наз. созвездиями. В каждом созвездии наиболее яркие звёзды образуют характерные группы, к-рые после тренировки можно легко распознавать на небе. Разделение звёзд на главнейшие созвездия, в т. ч. и зодиакальные (см. Зодиак), относится к глубокой древности. Названия созвездий заимствованы частично из греческой мифологии (напр., Андромеда, Персей, Дельфин и др.) или связаны с различными занятиями древних народов - земледелием, скотоводством, охотой (напр., Дева с Колосом, Волопас, Рыба, Заяц и др.).
Табл. 3. - Названия звёзд
Аламак
[921-16.jpg]
Андромеды
Алараф
[921-17.jpg]
Девы
Алголь
[921-18.jpg]
Персея
Алиот
[921-19.jpg]
Большой Медведицы
Альбирео
[921-20.jpg]
Лебедя
Альгена
[921-21.jpg]
Близнецов
Альгениб
[921-22.jpg]
Пегаса
Альгиеба
[921-23.jpg]
Льва
Альдебаран
[921-24.jpg]
Тельца
Альдерамин
[921-25.jpg]
Цефея
Алькор
[921-26.jpg]
Большой Медведицы
Альрами
[921-27.jpg]
Стрельца
Альтаир
[921-28.jpg]
Орла
Альфард
[921-29.jpg]
Гидры
Альциона
[921-30.jpg]
Тельца
Антарес
[921-31.jpg]
Скорпиона
Арктур
[921-32.jpg]
Волопаса
Ахернар
[921-33.jpg]
Эридана
Беллатрикс
[921-34.jpg]
Ориона
Бенетнаш
[921-35.jpg]
Большой Медведицы
Бетельгейзе
[921-36.jpg]
Ориона
Вега
[921-37.jpg]
Лиры
Гемма
[921-38.jpg]
Северной Короны
Денеб
[921-39.jpg]
Лебедя
Денеб Кайтос
[921-40.jpg]
Кита
Денебола
[921-41.jpg]
Льва
Дубхе
[921-42.jpg]
Большой Медведицы
Канопус
[921-43.jpg]
Киля
Капелла
[921-44.jpg]
Возничего
Кастор
[921-45.jpg]
Близнецов
Кохаб
[921-46.jpg]
Малой Медведицы
Маркаб
[921-47.jpg]
Пегаса
Мегрец
[921-48.jpg]
Большой Медведицы
Менкар
[921-49.jpg]
Кита
Мерак
[921-50.jpg]
Большой Медведицы
Меропа
[921-51.jpg]
Тельца
Мира
[921-52.jpg]
Кита
Мирах
[921-53.jpg]
Андромеды
Мирзам
[921-54.jpg]
Большого Пса
Мирфак
[921-55.jpg]
Персея
Мицар
[921-56.jpg]
Большой Медведицы
Нат
[921-57.jpg]
Тельца
Плейона
[921-58.jpg]
Тельца
Поллукс
[921-59.jpg]
Близнецов
Полярная
[921-60.jpg]
Малой Медведицы
Процион
[921-61.jpg]
Малого Пса
Рас Альгети
[921-62.jpg]
Геркулеса
Рас Альхаге
[921-63.jpg]
Змееносца
Регул
[921-64.jpg]
Льва
Ригель
[921-65.jpg]
Ориона
Садальмелик
[921-66.jpg]
Водолея
Сириус
[921-67.jpg]
Большого Пса
Сиррах
[921-68.jpg]
Андромеды
Спика
[921-69.jpg]
Девы
Тубан
[921-70.jpg]
Дракона
Факт
[921-71.jpg]
Голубя
Фекда
[921-72.jpg]
Большой Медведицы
Фомальгаут
[921-73.jpg]
Южной Рыбы
Хамал
[921-74.jpg]
Овна
Целено
[921-75.jpg]
Тельца
Шаф
[921-76.jpg]
Кассиопеи
Шеат
[921-77.jpg]
Пегаса
Шедир
[921-78.jpg]
Кассиопеи
Электра
[921-79.jpg]
Тельца
Выделенные в более позднее время созвездия получили названия, связанные с путешествиями и с развитием техники (напр., Секстант, Микроскоп и др.). Всего принято 88 созвездий (см. табл.2), границы между к-рыми установлены в 1930 согласно решению Междунар. астрономич. союза. В таблице приведены рус. и лат. названия созвездий, а также их сокращённые названия. Яркие звёзды в созвездиях обозначаются буквами греч. алфавита или цифрами. Нек-рые типы звёзд имеют спец. обозначения (напр., переменные обозначают прописными лат. буквами). Ряд звёзд имеет собств. имена (см. табл. 3). Большинство же звёзд обозначается названием звёздного каталога, содержащего сведения о данной звезде, и номером, под к-рым звезда в нём записана (напр., Лакайль 9352).
На 3. н. можно наблюдать также звёздные скопления, звёздные ассоциации, туманности галактические, галактики, квазары, скопления галактик и др.; тела, входящие в состав Солнечной системы: планеты, спутники планет, малые планеты, кометы; искусственные космич, объекты: искусственные спутники Земли, космические зонды.
Большинство этих объектов может наблюдаться только с помощью телескопов. Среди видимых невооружённым глазом: рассеянные звёздные скопления Плеяды и Гиады в созвездии Тельца, Ясли в созвездии Рака; шаровые звёздные скопления в созвездиях Тукана и Центавра; галактич. туманность в созвездии Ориона; галактики в созвездии Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака; планеты Венера, Юпитер, Марс, Сатурн, Меркурий, Уран; малая планета Веста; кометы; наиболее яркие искусственные спутники Земли.
Фон неба никогда не бывает вполне чёрным, небо слабо светится вследствие атомных процессов в верхних слоях атмосферы. Это т. н. свечение ночного неба с 1 квадратного градуса создаёт освещённость в среднем как звезда 4,5 звёздной величины. Днём почти все небесные светила исчезают на светлом голубом фоне освещённого Солнцем воздуха. Кроме Солнца, лишь Луна и Венера бывают видны невооружённым глазом на ясном дневном небе.
Вид 3. н. непрерывно меняется из-за видимого суточного вращения небесной сферы, обусловленного вращением Земли, а также медленно изменяется вследствие видимого годичного перемещения Солнца среди звёзд, являющегося следствием обращения Земли вокруг Солнца.
ЗВЁЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ, рассеянные группы звёзд определённых спектральных классов или типов. Объекты, образующие 3. а., вне 3. а. почти не встречаются. Известны ОВ- ассоциации и Т-ассоциации. В ОВ-ассоциации входят горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О, ВО, В1 и В2 (см. Спектральная классификация звёзд). Размеры ОВ-ассоциаций от 40 до 200 парсек (пс), число содержащихся в них членов (звёзд классов О - В2) ограничивается неск. десятками. В области пространства, занимаемой ОВ-ассоциацией, наблюдается также повышенное число звёзд спектральных классов ВЗ - В9. Число же звёзд более поздних спектральных классов, по-видимому, нормальное, т. е. такое же, как в аналогичных объёмах звёздного поля вне 3. а. Существование неск. десятков горячих звёзд-гигантов спектральных классов О - В2 в нек-ром объёме пространства, дополнительно к многим тысячам звёзд поздних спектральных классов, не увеличивает заметно среднюю плотность материи в этом объёме.
ОВ-ассоциации, в отличие от рассеянных или шаровых звёздных скоплений, не являются областями существенно повышенной плотности материи. Силы тяготения в области ОВ-ассоциации не способны удерживать звёзды даже с очень малыми пространств. скоростями и в соответствии с законами звёздной динамики эти образования должны распадаться. Тот факт, что в ОВ-ассоциациях имеются звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О - В2, а вне ассоциаций они отсутствуют, может быть объяснён только тем, что эти звёзды формируются в области ОВ-ассоциаций и затем уходят из них (за 106-107 лет), меняя физич. состояние, и превращаются в звёзды другого спектрального класса. Из сказанного следует, что ОВ-ассоциации являются областями Галактики, где в совр. эпоху происходит звездообразование, и что возраст горячих звёзд-гигантов спектральных классов О - В2 не превышает 106-107 лет. Этот вывод хорошо согласуется с теорией эволюции звёзд.
Существуют дополнительные аргументы, указывающие на молодость звёзд, составляющих ОВ-ассоциации. Во-первых, часть звёзд спектрального класса О, входящих в состав ОВ-ассоциаций, является звёздами типа Вольфа - Райе, из к-рых происходит интенсивное истечение материи. В таком состоянии звезда может существовать менее 106 лет. Во-вторых, обычные горячие гиганты и сверхгиганты спектральных классов О - В2 также не могут долго поддерживать быстро происходящий у них расход энергии через излучение. В-третьих, в ОВ-ассоциациях горячие гиганты часто образуют кратные системы и цепочки. Такие образования динамически неустойчивы, должны быстро распадаться и, следовательно, они не могли существовать длительное время. ОВ-ассоциации, как правило, связаны с обширными водородными туманностями, к-рые следует считать составной частью ОВ-ассоциаций. Ввиду близости горячих звезд водород в ОВ-ассоциациях полностью ионизован. ОВ-ассоциации лежат в галактич. плоскости. Исключение составляет обширная н богатая членами ОВ-ассоциация Ориона, к-рая занимает область, расположенную между галактич. широтами -10° и -25°. По-видимому, ОВ-ассоциации располагаются вдоль спиральных ветвей Галактики. В ветвях др. спиральных галактик ОВ-ассоциации являются наиболее яркими характерными объектами. Однако уверенно определить расположение спиральных ветвей нашей Галактики по ОВ-ассоциациям до сих пор не удаётся вследствие значит. ошибок в определении расстояний до отд. ассоциаций, вызванных сильным поглощением света около галактич. плоскости.
Если звёзды спектральных классов О - В2 формируются в центр. части ОВ-ассоциации, а затем уходят из неё по всем направлениям, то должно наблюдаться радиальное расширение ОВ-ассоциации, в частности, собств. движения этих звёзд должны быть направлены от центр. части ассоциации наружу. Существование этого явления ещё надёжно не установлено, т. к. собств. движения членов ассоциации очень малы и сравнимы с ошибками наблюдений.
К нач. 70-х гг. 20 в. в Галактике открыто 82 ОВ-ассоциации. Все они находятся на расстояниях ближе 3,5 килопарсек (кпс), причём половина их числа ближе 1,5 кпс (до этого расстояния все ОВ-ассоциации можно считать выявленными). Т. к. радиус Галактики составляет ок. 15 кпс, то, в предположении равномерного распределения 3. а. в галактич. плоскости, общее число ОВ-ассоциаций в Галактике оценивается в 4000.
В состав Т-ассоциации входят переменные звёзды типа Т Тельца, Размеры Т-ассоциаций меньше, чем ОВ-ассоциаций, и составляют неск. десятков пс. Они содержат обычно от одного до неск-десятков звёзд типа Т Тельца. Исключение составляет Т-ассоциация в Орионе, насчитывающая 220 этих объектов. Обычно в области, занимаемой Т-ассоциацией, расположены и пылевые туманности. Т-ассоциации концентрируются около плоскости Галактики, однако не так сильно, как ОВ-ассоциации. Т. к. звёзды Т Тельца - карлики, то Т-ассоциации на больших расстояниях не могут наблюдаться. К нач. 70-х гг. 20 в. открыто ок. 30 Т-ассоциаций. Все они находятся на расстояниях, меньших 0,5 кпс. Из этого можно заключить, что количество Т-ассоциаций в Галактике значительно превосходит количество ОВ-ассоциаций. Все выводы относительно неустойчивости ОВ-ассоциаций, молодости их членов, происходящего в них процесса формирования звёзд распространяются и на Т-ассоциации. Характерно, что в нек-рых ОВ-ассоциациях обнаружены группы звёзд Т Тельца, так что эти образования являются одновременно и ОВ-ассоциациями и Т-ассоциациями.
Первые 3. а. были открыты в 1947 сов. астрономом В. А. Амбарцумяном. Открытие 3. а. как очагов звездообразования в Галактике явилось важным этапом в исследованиях эволюции звёзд и звёздных систем.
Лит.: Амбарцумян В. А., Проблемы эволюции Вселенной, Ер., 1968.
Т. А. Агекян.
ЗВЁЗДНЫЕ КАРТЫ, карты звёздного неба или его части. Набор 3. к. смежных участков неба, покрывающих всё небо или нек-рую его часть, наз. звёздным атласом. 3. к. используются для наведения телескопа в нужную точку неба, для отождествления звёзд на небе или их изображений па астрофотографиях со звёздами, описанными в звёздных каталогах, для отыскания па звёздном небе объектов (планет, комет, переменных звёзд и т. п.) по их координатам и др. 3. к. используются также для определения приближенных координат небесных объектов (напр., искусств. спутников Земли при визуальных наблюдениях) путём нанесения их на карты, имеющие координатную сетку. Чаще всего 3. к. снабжаются координатной сеткой в экваториальной системе небесных координат (прямые восхождения и склонения). Общие обзорные 3. к. обычно составляют отдельно для Сев. и Юж. полушарий неба в стереографии, проекции. Для изображения экваториального пояса неба применяют цилиндрич. проекции. Полярные районы неба изображаются в азимутальных проекциях, а промежуточные-в конических. Различают рисованные и фотографич. 3. к. На рисованных картах звёзды изображаются кружками различного диаметра в зависимости от их блеска и наносятся на карту в соответствии с их координатами, взятыми из звёздных каталогов. Фотографич. 3. к. представляют собой комплекты отпечатков с фотографий звёздного неба. Фотографич. карты представляют собой гномонич. проекцию звёздного неба, они содержат больше звёзд, чем рисованные.
Наиболее древние из известных 3. к. относятся к 13 в.; до этого пользовались только звёздными глобусами. В 1603 нем. астроном И. Байер в звёздном атласе "Уранометрия" яркие звёзды каждого созвездия обозначил буквами греч. алфавита; эти обозначения сохранились до наших дней. В 17-19 вв. появились атласы польск. астронома Я. Гевелия (1690), англ. астронома Дж. Флемстида (1729), нем. астрономов И. Э. Боде (1782), Ф. Аргеландера (1843), Э. Хейса (1872). Большое значение для астрономии имели "Атлас северного звёздного неба", выполненный на основе составленного Аргеландером "Боннского обозрения северного неба", я атлас юж. неба - на основе "Кордовского обозрения". Первая рус. 3. к. была составлена в 1699 по распоряжению Петра I. Широкое применение нашли изданные в 20 в. звёздные атласы сов. астронома А. А. Михайлова, чехословацкого астронома А. Бечваржа и атлас Смитсоновской астрофизической обсерватории (США) для всего неба, изданный вместе с каталогом для обеспечения фотографич. наблюдений искусств. спутников Земли.
В 1887 Междупар. астрономич. конгрессом было принято решение о составлении фотографич. "Карты неба". Эта работа выполнялась па 21 обсерватории различных стран и должна была дать после завершения приблизительно 22 000 листов фотографического атласа всего неба до 15-й звёздной величины (работа осталась незавершённой). В США в 1954-67 издан фотографический атлас Национального географического общества и Паломарской обсерватории. Атлас содержит фотографии звёздного неба в синих лучах (предельная звёздная величина 21,0) и красных лучах (предельная звёздная величина 20,0). В 20 в. изданы 3. к., представляющие собой репродукции с фотографий с нанесением градусной сетки. Таковы 3. к. австр. астронома И. Пализы по фотографиям нем. астронома М. Вольфа, карты Королевского астрономич. об-ва (Англия) н атлас нем. астронома Г. Ференберга.
Для первоначального ознакомления с небом издаются звёздные атласы и карты, содержащие только звёзды, видимые невооружённым глазом.
Т. А. Юров.
ЗВЁЗДНЫЕ КАТАЛОГИ, списки звёзд с указанием тех или иных однородных характеристик: экваториальных координат (и их изменений), звёздных величин, спектральных классов н др. Помимо осн. характеристик звёзд, в 3. к. приводятся и вспомогательные, служащие для отождествления звёзд на небе и в 3. к. Звёзды в 3. к. располагаются в порядке возрастания их прямых восхождений; помера, под к-рыми звёзды записаны в 3. к., часто используются для их обозначения. 3. к., составленные на основе астрономич. наблюдений, являются осн. ма териалом для изучения строения и движений в звёздных системах, а также для установления системы небесных координат, служащей основой для решения задач астрометрии, геодезии и небесной механики.
3. к. положений звёзд содержат сведения, достаточные, чтобы задать среднюю экваториальную систему небесных координат для фиксированной эпохи либо чтобы воспроизвести эту систему для произвольной эпохи. В соответствии с этим различают исходные каталоги, в к-рых приводятся координаты звёзд, полученные непосредственно из наблюдений, и производные каталоги, содержащие координаты звёзд и их изменения вследствие собств. движений и прецессии, выведенные в результате объединения многих исходных каталогов. Исходные 3. к. делятся на абсолютные, полученные независимо от к.-л. прежних 3. к., и относительные, положения звёзд в к-рых определяются относительно положений нек-рого числа звёзд с определёнными ранее координатами. Примером абсолютных 3. к. являются ряды каталогов ярких звёзд, регулярно составляемых на Пулковской обсерватории (СССР) с момента её основания. Относительными каталогами являются, напр., междунар. зонные каталоги немецкого астрономич. об-ва, содержащие все звёзды до 9,0 звёздной величины. Производные каталоги положений (фундаментальные и сводные) дают возможноть воспроизводить систему средних экваториальных координат для любой эпохи. Это обстоятельство, а также высокая точность производных каталогов позволяют использовать их в качестве геометрич. основы для решения мн. задач астрономии и смежных наук.
Фундаментальны о 3. к. являются самыми точными каталогами положений и получаются объединением абсолютных н относительных каталогов для разных эпох. Примером такого каталога может служить точнейший каталог сер. 20 в.- Четвёртый фундаментальный каталог (FK4), система координат к-рого принята за основу во всех астрономич. ежегодниках. Точность каталога FK4, содержащего 1535 звёзд по всему небу, характеризуется ср. квадратичной ошибкой ± (0,02-0,03") для координат и - (0,10-0,15") для собств. движений звёзд (за столетие). Ошибка системы координат, задаваемой каталогом FK4, имеет такой же порядок, причём она ухудшается со временем из-за ошибок собственных движений звёзд.
Сводные 3. к. положений образуются объединением относит. каталогов, составленных по наблюдениям примерно в одну эпоху на неск. обсерваториях в единой фундаментальной системе координат, с целью уменьшения случайных ошибок координат. В сводных каталогах обычно, помимо координат, приводятся также и собств. движения, выведенные с привлечением др. источников. Примером такого каталога может служить Каталог геодезических звёзд (КГЗ), составленный из наблюдений на пяти сов. астрономич. обсерваториях и служащий основой для астрономо-геодезич. определений.
По предложению сов. астрометристов ведутся междунар. работы по составлению принципиально нового Каталога слабых звёзд. Он предусматривает, помимо получения новой, опирающейся на слабые звёзды, фундаментальной системы координат, также и её улучшение в отношении положений звёзд по наблюдениям малых планет, а в отношении собств. движений - по наблюдениям галактик. См. также Астрометрия.
Др. группа 3. к.- т. н. обозрения, содержащие сведения обо всех звёздах до нек-рой предельной звёздной величины и дающие для них звёздную величину и приближённые координаты. Так, "Боинское обозрение" (BD) содержит ок. 458 тыс. звёзд до 9,5 звёздной величины от +90° до -23° склонения. Продолжением обозрения для юж. неба явились " Кордовское обозрение " (CD) и "Капское фотографическое обозрение" (CPD). Номера звёзд в каталогах BD, CD и CPD широко используются для обозначения небесных светил. К числу обозрений относится также Гарвардское обозрение Дрепера (HD), в к-ром для более чем 300 тыс. звёзд приводятся спектральный класс и звездная величина. К числу фотометрич. 3. к. относится выпущенный в сер. 20 в. фотоэлектрнч. каталог звёздных величин и показателен цвета для более чем 20 тыс. звёзд в системе UBV (см. Звёздная величина), составленный Вашингтонской морской обсерваторией (США). Распространены также каталоги лучевых скоростей и параллаксов звёзд, а также каталоги переменных звёзд, двойных звёзд и др. К последним относится Индекс-каталог двойных звёзд (IDS) Ликской астрономии, обсерватории (США), содержащий данные для 64 тыс. звёзд. Большое число 3. к. различных звёздных характеристик составляется в связи с всесторонним изучением избранных площадей по плану Я. Каптейна (Нидерланды).
Лит.: Подобед В. В., Фундаментальная астрометрия, 2 изд., М., 1968; Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики. 2 изд., М., 1967. В. В. Подобед.
ЗВЁЗДНЫЕ МОДЕЛИ, вычисленные на основе тех или иных теоретич. предпосылок распределения темп-ры, плотности, давления вещества в звёздах заданной массы и химич. состава. Построение 3. м. осн. на представлении о равновесной газовой звезде, состояние к-рой определяется, с одной стороны, механич. равновесием (между силой тяжести и силой давления газа) м с другой - тепловым равновесием (между выделением и отводом энергии).
Характерными параметрами 3. м. являются коэфф. поглощения, механизм переноса энергии, уравнение состояния звёздного вещества и механизм выделения энергии (см. Звезды). Значения этих параметров определяются теорией внутр. строения звёзд. Различаются однородные и неоднородные 3-м. (по химич. составу), простые и сложные, многофазные 3. м. (по уравнению состояния и механизму переноса энергии). Наиболее просты модели звёзд гл. последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы: звёзды, располагающиеся в верхней её части, состоят из конвективного ядра (включающего 0,30-0,15 массы звезды; в нём перенос энергии осуществляется путём конвекции) и лучистой оболочки. Вся энергия выделяется в конвективном ядре в результате ядерных реакции преобразования водорода в гелий. Размеры и масса конвективного ядра тем больше, чем больше масса звезды. Звёзды нижней части гл. последовательности, наоборот, состоят из внешней конвективной оболочки н ядра в лучистом равновесии, в центре к-рого выгорает водород. Темп-ра в центре горячей голубой звезды составляет ок. 30 млн. градусов, плотность ок. 2 г/см3 ; в центре Солнца темп-pa ок. 15 млн. градусов, плотность ок. 100 г/см3, в центре красной звезды-карлика темп-pa ок. 10 млн. градусов, плотность ок. 1000 г/см3.
С течением времени химич. состав ядра вследствие ядерных преобразований изменяется, и первоначально однородная 3. м. становится всё более неоднородной. По истощении запасов водорода в звезде возможны реакции построения более тяжёлых ядер из гелия, если вследствие сжатия звезды темп-pa и плотность в её недрах значительно повысятся. Повышение плотности ведёт к изменению уравнения состояния в центр. частях 3. м. (вырождению газа). Наиболее сложными являются модели звёзд на поздних стадиях развития (красные звёзды-гиганты). Они состоят из неск. попеременно конвективных н лучистых зон различного химич. состава и двух-трёх слоевых источников энергии (с различными ядерными реакциями). Нск-рые зоны или центр. ядро могут находиться в состоянии сжатия или расширения. Модель белой звезды-карлика почти целиком состоит из вырожденного газа. При расчётах 3. м. и путей развития звёзд во времени применяются ЭВМ.
Лит.: Рубен Г., Методы вычисления стационарных сферически-симметричных моделей звёзд п их эволюции, в кн.: Научные информации Астрономического совета АН СССР, № 14, М., 1969; Schwarzsсhild M., Structure and evolution of the stars, N. Y. 3963. А. Г. Мосевич.
ЗВЁЗДНЫЕ ПАРАЛЛАКСЫ, см. Паралакс в астрономии.
ЗВЁЗДНЫЕ ПОДСИСТЕМЫ, совокупности всех звёзд (или др. объектов) того или иного спектрального класса или определённого типа, входящих в состав Галактики и отличающихся индивидуальными характеристиками пространств. расположения и особенностями распределения скоростей звёзд. Звёздные скопления и межзвёздный газ и пыль также образуют подсистемы Галактики. Каждая 3. 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 3. п., относящиеся к плоской составляющей Галактики. К их числу относятся горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О и В, долгопериодич. 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 3. п., входящие в сферичсскую составляющую Галактики. Таковы звёзды-субкарлики, короткопериодич. цефеиды, долгопериодич. переменные звёзды с периодом изменения блеска от 150 до 200 дней, шаровые звёздные скопления. 3. п. сферич. составляющей имеют сильную концентрацию к центру Галактики. 3. п. промежуточной составляющей образуются объектами, имеющими умеренную концентрацию к плоскости симметрии Галактики. В них входят красные звёзды-карлики, белые звёзды-карлики, новыезвёзды, 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 сферич. 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 сов. астрономами П.П.Паренаго, Б. В. Кукаркиным и др. Существование 3. п. обнаружено и в нек-рых др. галактиках. З.п. изучаются в звёздной астрономии.
Лит. см. при ст. Звёздная астрономия. Т. А. Агекян.
ЗВЕЗДНЫЕ ПОТОКИ, движущиеся звёздные скопления, совокупности звёзд, облад |
