надлежащие к данному классу звездных величин, звезды, движущиеся в данном направлении, и т. д.); 2) вынужденная схематизация картины звездного мира, при которой принимаются во внимание только главнейшие особенности строения вселенной, а остальные сознательно исключаются (гипотеза Гершеля о равномерном распределении звезд); 3) широкое применение методов теории вероятностей и развившейся впоследствии из нее математической статистики. Быстрое развитие 3. с. стало возможным только к концу 19 в., когда накопился достаточно обильный статистический материал как по собственным движениям и расстояниям (параллаксам) звезд, так в особенности по их видимым яркостям (звездным «величинам»). К этому времени относятся исследования Зелигера, Каптейна, Шарлье и других, давшие 3. с. ее современную форму.
Упрощенное, схематизированное представление о звездной системе характеризуется тремя законами, или функциями: 1) закон звездной плотности, который дает число звезд в единице объема пространства; 2) закон яркости, дающий распределение звезд по их истинным, или абсолютным яркостям — другими словами, если бы все звезды были размещены на одинаковом расстоянии от нас, то какой процент их имел бы для нас яркость между 1—2-й звездными величинами, какой между 3—4-й и т. д.; 3) закон скоростей, дающий подобное же процентное распределение звезд по их истинным линейным скоростям в пространстве; он отвечает на вопросы: какой процент звезд имеет скорость напр. между 5 и 10 км/сек., какой процент звезд движется в данном направлении и т. п. Ни для одной из этих функций нельзя подобрать математич. выражения, к-рое имело бы одинаковый вид для различных областей вселенной и для звезд различных спектральных типов. Приходится делать допущения, упрощающие задачу.
Как пример приводим ход рассуждения Зелигера. Допустим сначала, что звезды равномерно распределены в пространстве и повсюду имеют одинаковую среднюю абсолютную яркость. Пусть «нормальная» звезда на расстоянии г кажется нам звездой величины т. Тогда все звезды, имеющие видимую величину т и ярче (число их Nm), будут находиться внутри шара радиуса г. Подобным же образом все звезды до величины т+1 включительно находятся внутри шара радиуса R; число их назовем Nm+1. При равномерном распределении звезд эти числа должны относиться, как объемы шаров, т. е.
4 __Nm+i R3 ...
1 г* ' Ш Но видимые яркости обратно пропорциональны квадратам расстояний, а звезда величины т ярче величины тп + 1 в 2, 512 раз (см. овездная величина): jR ^a — 2, 512.
(2) г* ______ Из этих двух уравнений получаем: /«~У2, 5123«~3, 98, или log/=0, 6. Таким образом при равномерном распределении звезд в пространстве отношение / должно быть близко к 4. В действительности же оно значительно меньше и для слабых звезд убывает почти до 2: log / «= log ATW+1 — log — 0, 6 — Я, (3) где Я — некоторое положительное число. Это значит, что «звездная плотность» не есть величина постоянная, по мере удаления от Солнца она постепенно убывает. Более детальная математическая разработка числового материала приводит к важному выводу: скопление звезд, близ середины к-рого находится Солнце, имеет конечные размеры (так наз. «каптейновская вселенная» или «местная система»). Этот вывод был получен на основании суммарного подсчета звезд разных яркостей по всему небу.
Сопоставив далее значения видимой «звездной плотности» для разных участков неба (для чего оказались пригодными и «промеры» Гершеля), Зелигер нашел для закона звездной плотности в пространстве следующее выражение: Г(г) = уг“5Л, (4) где у — постоянная, а Я — переменная величина, входящая в формулу (3). В первом приближении можно при 434
нять, что Я зависит только от галактической широты (т. е. от видимого расстояния от Млечного Пути) и не зависит от яркости звезды, т. е. от расстояния г. Подобные же формулы можно вывести и для остальных законов, и найденные результаты оказываются в достаточном» согласии с наблюдениями.
Лит. очень обильна и разбросана. Сводка работ, появившихся до 1924, дана уН. Коbо 1 d, StellarAstronomie, Enzyklopadie der mathematischen Wissenschaften, В. VI, T. 2, H. 2, Leipzig, 1926. Для первоначального ознакомления рекомендуется классическая, блестяще написанная, но уже несколько устарелая книга Eddington* A. S., Stellar Movements and the Structure of the Universe,.
London, 1914.
ЗВЕЗДНОЕ ВРЕМ Я, время, определяемое вращением Земли вокруг своей оси относительно звезд. Звездным временем в данный момент называется промежуток времени, прошедший после верхней кульминации точки весеннего равноденствия и выраженный в звездных часах, минутах и секундах. См. Время.
ЗВЕЗДНОЕ НЕБО, совокупность звезд, покрывающих небесный свод и условно разделенных на различные группировки, или созвездия. Из 88 созвездий 3. н., принятых в наст, время, 48 известны с глубокой древностиОни носят названия различных животных или имена, взятые из греческой или римской мифологии. Остальные созвездия, преимущественно* юж. неба, были установлены в сравнительно недавнее время. Пользуясь картой 3. неба, можно находить созвездия, связывая их постепенно одно с другим (см. карту 3. н.). Вид 3. н. беспрерывно изменяется под влиянием суточного движения, т. е. вращения всего небесного свода вокруг оси мира с В. на 3., отражающего действительное вращение Земли вокруг оси, и вследствие годичного движения, отражающего видимое перемещение Солнца по эклиптике. Так как Солнце движется по эклиптике с 3. на В., описывая в течение года полную окружность Т годичное перемещение небесного свода кажется происходящим, напротив, с В. на 3., причем, спустя месяц, каждая звезда проходит через меридиан примерно на 2 часа ранее по солнечному времени.
В средних широтах весь небесный свод в смысле условий видимости звезд делится на три области. Первая область, ограниченная кругом параллели на расстоянии от полюса, равном географической широте данного места, содержит звезды, всегда находящиеся над горизонтом; вторая, ограниченная подобным же кругом параллели, считая от южного полюса, включает звезды, никогда не восходящие и рледов. остающиеся всегда под горизонтом. Звезды третьей — промежуточной — области восходят и заходят, но находятся над горизонтом тем большее время, чем они ближе расположены к сев. полюсу.
На экваторе, где оба полюса мира — сев. и юж. — лежат на горизонте и звезды поднимаются при восходе отвесно, вся небесная сфера доступна обозрению. Т. о. условия видимости звезд над горизонтом данного места определяются исключительно положением его по отношению к полюсу мира. Однако положение полюса между звездами не остается постоянным. Вследствие медленного прецессионного движения (см. Прецессия) полюс мира в течение 26.000 лет описывает окружность вокруг полюса эклиптики, остающегося неподвижным, проходя в этом движении мимо различных звезд, которые попеременно в течение некоторого времени играют роль полярных. Так например, через 12.000 лет полюс мира будет находиться вблизи Веги в созвездии Лиры. Соответственно этому области незаходящих или невидимых звезд изменяют
