| 13986122 15360 8522 910 1сть потока в км/сек, a [921-81.jpg] - угловое расстояние звезды от радианта. Собств. движение звезды[921-82.jpg] потока где r - расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Если измерены собств. 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 наз. групповыми. Они обладают значит. точностью.
К числу 3. п. принадлежат нек-рые звёздные скопления, напр. Гиады. Однако звёзды одного и того же потока часто не Образуют заметных сгущений звёзд и занимают на небе большие области. Такие 3. п. обнаруживаются только благодаря общности их собств. движений. Далёкие 3. п. выявить невозможно, т. к. у далёких звёзд собств. движения очень малы и определяются неуверенно. Наиболее известный 3. п.- поток Большой Медведицы, к к-рому 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 неск. десятков звёзд (в др. областях неба), имеющих собств. движения, направленные на радиант потока. Звёздная плотность (количество звёзд в единице объёма) только тех звёзд, к-рые принадлежат потоку Большой Медведицы, очень мала: она во много раз меньше ср. звёздной плотности в окрестностях Солнца. Т. о., поток не образует существенного Пространственного сгущения.
Совпадение пространственных скоростей звёзд, относимых к тому или иному 3. п., не может быть случайным и указывает на общность происхождения звёзд потока.
Т. А. Агекян.
ЗВЁЗДНЫЕ СИСТЕМЫ, термин, обычно применяемый по отношению к галактикам, в т. ч. к нашей Галактике.
ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и хи-мич. состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое значительно менее плотной корональной областью. Диаметры 3. 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 3. с. на рассеянные (иногда наз. открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные 3. с., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые - десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных 3. с.- Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых 3. с.- скопление МЗ в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактич. 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 галактич. плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики. Шаровые 3. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр к-рого 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 околоцентр. областях Галактики, богаче металлами, чем те, к-рые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции 3. с. даёт изучение Герцшпрунга - Ресселла диаграмм или диаграмм "звёздная величина - показатель цвета". Диаграммы зависимости "звёздная величина - показатель цвета" звёзд типичных рассеянных и шаровых 3. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения совр. теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых 3. с. в 100-1000 раз старше звёзд рассеянных 3. с.
Кинематич. характеристики и пространственное распределение шаровых 3. с. нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из к-рого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы "звёздная величина - показатель цвета" звёзд шаровых 3. с. той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы совр. рассеянных 3. с. Подобные молодые шаровые 3. с. наблюдаются в соседних галактиках (напр., NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В совр. эпоху 3. с. в нашей Галактике возникают только вблизи галактич. плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.
Одновременно с изменением физич. характеристик членов 3. с. происходит их динамич. эволюция. Сближения между звёздами в ядрах 3. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате нек-рые члены 3. 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 нек-рых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются цефеиды. Наиболее близкие к Солнцу 3. с. (напр., Гиады), в собств. движениях членов к-рых наблюдаются явления перспективы (направления собств. движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), наз. движущимися. Движущиеся 3. с. играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, т. к. расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрич. методом. См. также Звёздные ассоциации, Звёздная астрономия. Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954: Сойер -Xогг Э., Звездные скопления, в сб.: Строение звездных систем, М., 1962.
П. Н. Холопов.
ЗВЁЗДНЫЕ СУТКИ, промежуток времени, равный периоду вращения Земли вокруг оси относительно звёзд (точнее, относительно весеннего равноденствия точки). 3. с. равны 24 ч звёздного времени, или 23 ч 56 мин 4,091 сек среднего солнечного времени.
ЗВЁЗДНЫЕ ЧАСЫ, часы, отрегулированные по звёздному времени. По отношению к "обычным", применяемым в обиходе часам, идущим по среднему солнечному времени, 3. ч. уходят вперёд на 3 мин 56 сек в сутки. 3. ч. применяются при астрономич. наблюдениях. См. Время.
ЗВЁЗДНЫЙ ГОД, сидерический год, одна из единиц времени, применяемых в астрономии; см. Год.
ЗВЁЗДНЫЙ ДОЖДЬ, появление многочисл. 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, астрономический оптич. 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 перископич. 3. и. Первый - это обычный телескоп, на объектив к-рого надет непрозрачный экран с двумя одинаковыми по форме отверстиями, напр. параллельными щелями.
Схема перископического звёздного интерферометра: S1, S2, S3, S4 - плоские зеркала.
[921-83.jpg]
В этом случае на изображении звезды наблюдаются интерференционные полосы, вид к-рых 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 3. и. позволяет примерно удвоить разрешающую способность телескопа.
В периодич. 3. и., предложенном А. А. Майкельсоном (США), перед объективом телескопа установлена оптич. 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 перископич. 3. и. были впервые измерены угловые диаметры неск. звёзд. Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967. Е. С. Кулагин.
ЗВЁЗДНЫХ ТЕМПЕРАТУР ШКАЛЫ, соотношения между получаемыми из наблюдений величинами, характеризующими распределение энергии в спектре звезды (спектральный класс, показатель цвета и др.), и эффективной темп-рой (см. Температура в астрофизике); используются при сопоставлении результатов теоретич. исследований строения и эволюции звёзд с наблюдениями. Для определения 3. т. щ. необходимо знатьлинейные размеры звезды и полное количество излучаемой ею энергии. Этим обстоятельством обусловлены трудности определения 3. 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 темп-ре. В таблице приведена 3. т. ш., составленная в основном по данным амер. 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
В0
28000
21000
В5
15500
11500
А0
9850
9400
F0
7030
7500
G0
5900
5800
К0
5240
4900
М0
3750
3750
М5
3100
2950
М8
2750
--
ЗВЕЗДОРЫЛ (Condylura cristata), насекомоядное млекопитающее сем. кротов. По внешнему облику напоминает обыкновенного крота. Дл. 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 назв.). Окраска шерсти тёмно-коричневая или чёрная. Распространён в Сев. Америке (в юго-вост. Канаде и сев.-вост. части США).
[921-84.jpg]
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.
ЗВЕЗДОЧЁТЫ (Uranoscopidae), семейство рыб отряда окунеобразных. Рот большой, верхний, почти вертикальный, губы бахромчатые, глаза расположены на верху головы. Дл. тела до 30 см.
Обыкновеннын звездочёт.
[921-85.jpg]
Распространены гл. обр. в тёплой и умеренной зонах Атлантического, Индийского и Тихого ок., особенно у берегов Японии и Вост. Индии. Хищники; подкарауливают жертву, зарывшись в песок. В СССР в Чёрном м. встречается обыкновенный 3. (Uranoscopus scaber), приманивающий жертву с помощью имеющегося на нижней челюсти червеобразного отростка. У нек-рых видов рода Astroscopus на голове имеются электрич. органы. 3. промыслового значения не имеют.
ЗВЕЗДЧАТКА (Stellaria), род растений сем. гвоздичных. Многолетние, реже одно- и двулетние травы с супротивными линейно-ланцетными или яйцевидными листьями.
[921-86.jpg]
Звездчаткаланцетолистная.
Околоцветник б. ч. 5-членный, лепестки белые, двураздельные или выемчатые, тычинок 10; плод - коробочка. Ок. 100 видов по всему земному шару. В СССР более 50 видов. Наиболее распространены 3. ланцетолистная (S. holostea), растущая в лиственных н смешанных лесах, по опушкам, в садах и парках, и 3. злаковидная, или пьяная трава (S. graminea),- на лугах, в светлых лесах и на опушках, иногда в посевах; ядовита для лошадей и рогатого скота. 3. 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.
ЗВЁЗДЫ, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше 3. только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды а Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли 3. и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число 3., видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет ок. 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды 3.
Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение 3. 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 3. считались неподвижными точками, по отношению к к-рым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно к-рым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами к-рой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что 3.- это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (нем. астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная 3., а в 1650 (итал. учёный Дж. Риччоли) - первая двойная 3. В 1718 англ. астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх 3. В сер. и во 2-й пол. 18 в. рус. учёный М. В. Ломоносов, нем. учёный И. Кант, англ. астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в к-рую входит Солнце. В 1835-39 рус. астроном В. Я. Струве, нем. астроном Ф. Бессель и англ. астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких 3. В 60-х гг. 19 в. для изучения 3. применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Рус. астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании к-poгo по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о 3.
В нач. 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в науч. представлениях о 3. Их начали рассм |
