| 13986122 15360 8522 910 1нов, 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, обладающих одинаковыми пространственными скоростями. Если 3. п. приближается к нам, то направления собственных движений входящих в пего звёзд, вследствие перспективы, как бы исходят из одной точки - радианта потока. Если же 3. п. удаляется от нас, то собственные движения направлены к одной точке - антирадианту потока. Лучевая скорость той или иной звезды потока[921-80.jpg] где V - пространственная скоро |
