Страница:БСЭ-1 Том 26. Зазубные - Зерновые (1933).pdf/225

Эта страница не была вычитана

более обширный 3. каталог заканчивается составлением — в результате совместной работы 18 обсерваторий на основе фотографий, снятых для составления фотографической карты неба (см. Астрономический атлас), со звездами до 11-й величины.

Сводные 3. каталоги называются фундаментальными системами. Существуют три современных системы: каталоги Ньюкомба, Ауверса и Босса. Последний каталог наиболее обширен и содержит 6.188 звезд. В последние годы (1925) появился еще один каталог такого же типа, Эйхельбергера. Другие компилятивные каталоги содержат перечни и положения звезд или до определенной звездной величины (наприм. все звезды, видимые невооруженным глазом) или звезды из других каталогов с приведением их положений к одной общей эпохе. К последнему типу принадлежит огромное предприятие, выполняемое Берлинской академией наук — каталог, содержащий все звезды, где-либо наблюдавшиеся между 1750 и 1900.

Значение 3. к. для астрономии очень велико, так как они дают положения и собственные движения звезд, необходимые и для нужд практической астрономии и геодезии и для разнообразнейших исследований строения и движений небесных тел в планетной и звездной системах.

А. Михайлов.

ЗВЕЗДНЫЕ ПОТОКИ, группа звезд, имеющих равные по величине и направлению скорости. Эти звезды пространственно близки друг к другу и движутся все вместе, как стая летящих птиц. Напр. группа звезд Б. Медведицы (кроме а и г]) имеет равные и параллельные скорости и образует собой 3. п.; к этому потоку принадлежит самая яркая звезда нашего северного неба — Сириус.

Массовое изучение собственных движений звезд, произведенное в 1905 Каптейном, показало наличие среди них двух предпочтительных направлений: одно — к созвездию Ориона (а = 6А15™, д= 4—13°), другое — к созвездию Щита (а = 18*15™, <5= — 13°); эти 3. п. Каптейна можно сравнить с двумя роями пчел, встретившихся по пути и пролетающих один через другой. По Каптейну, эти потоки являются следствием силы тяготения всего комплекса звезд Млечного Пути (см. Звезды).

ЗВЕЗДНЫЕ ПРОБЕГИ, пробеги (на лыжах, велосипедах, аэросанях и т. п.), обычно командные, проводимые из разных пунктов какой-либо территории к одному центральному пункту. Расстояния от исходных пунктов к центральному бывают различные в зависимости от задач пробега и средств передвижения. 3. п., проводимые на большие расстояния (сотни км) и из большого количества пунктов, позволяют вовлечь большое количество участников, являются прекрасным испытанием организованности команд и выносливости и широко используются у нас для различных агитацион. кампаний.

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, группы звезд, расположенных близко одна к другой, заметно отличающиеся от окружающего их звездного фона. На фотографических снимках неба можно найти сотни подобных образований; те из них, к-рые распадаются на отдельные звездочки, называются 3. с., а видимые, как туманные пятна, называются туманностями (см.). 3. с. и туманности обозначаются номером, под которым они вошли в какой-нибудь каталог, и буквой, обозначающей каталог. Наприм. М3  — это третье по номеру 3. с. в каталоге Мессье илиNGC 7.006  — это 7.006-е 3. с. в каталоге Дрейера (New General Catalogue). — По своему виду 3. с. делятся на два класса. К первому классу принадлежат рассеянные 3. с.; они состоят из нескольких сотен или тысяч звезд, находящихся на небольших угловых расстояниях одна от другой. Таких 3. с. известно ок. 200. Из них видны невооруженным глазом Плеяды и Гиады в Тельце, Пресепе в Раке и М4 между Стрельцом и Скорпионом. — Ко второму классу принадлежат шаровые 3. с., состоящие из многих тысяч слабых звезд, к-рые образуют гигантские шаровые скопления, обычно сильно уплотненные в центре, где уже нельзя разобрать отдельных звездочек. Шаровых 3. с. известно ок. 70.

Наиболее яркие из них, напр. М13 в созвездии Геркулеса, видны невооруженным глазом как еле заметное туманное пятнышко. Расстояния до 3. с. громадны и определяются косвенными методами; только для Гиад можно было использовать вполне надежный геометрический метод определения расстояний.

Метод Шарлье (Charlier), применяющийся к определению расстояний до 3. с., основан на предположении, что все 3. с. имеют одинаковые линейные размеры и следовательно угловые размеры 3. с. суть функции их расстояний. Методы Каптейна (Kapteyn) и Схоутена (Schouten) основаны на предположении, что числовые распределения звезд по абсолютным яркостям во всех 3. с. таковы же, как и для звезд в непосредственной близости к Солнцу. Но наиболее надежным является метод Шепли, основанный на изменении видимой яркости звезд.

Расстояние до самого близкого рассеянного 3. с. — Гиад  — 130 световых лет, его поперечник  — 32 световых года; расстояние до Плеяд и Волос Вероники  — 320 световых лет. Расстояние самых отдаленных рассеянных 3. с. — порядка 100 т. световых лет. В 3. с. Ми, по Тремплеру (Trumpler), на куб. парсек (1 парсек=3.258 световых года) приходится 80 звезд, что примерно в тысячу раз больше плотности расположения окружающих нас звезд. Есть основания предполагать, что звезды в шаровых звездных скоплениях движутся под влиянием взаимного тяготения, но наблюдать их движения еще невозможно (в 100 лет 0, 1").

Рассеянные 3. с. все расположены в области галактики и представляют собой местные скопления звезд в Млечном Пути. Шаровые 3. с. почти все расположены на одной полусфере небесного свода с резким скоплением в сторону созвездия Стрельца (RA = 17й 30™, 8 = — 31°).

По Шепли, все они заключены в эллипсоиде, с максимальным диаметром ок. 240 т. световых лет, экваториальная плоскость которого совпадает с плоскостью галактики, а центр отстоит от Солнца на 65 тыс. световых лет в сторону созвездия Стрельца. Радиальные скорости шаровых звездных скоплений громадны — порядка 350 км/сек. (по Сляйферу).

ЗВЕЗДНЫЕ СПЕКТРЫ, спектры звезд. В общем схожи со спектром Солнца. На фоне яркого непрерывного спектра видны темные фраунгоферовы линии поглощения, по к-рым можно определить химические элементы, находящиеся в газообразном состоянии в их атмосферах (см. Спектральный анализ). В спектрах некоторых звезд с бол’ве низкой температурой видны темные широкие полосы, говорящие о том, что в их атмосферах имеются уже химические соединения. В других 3. с. на фоне непрерывного спектра сверкают яркие линии; эти зве-