зды характеризуются высокой температурой.
Секки в 60 — х гг. прошлого столетия дал классификацию 3. с.,'разбив их на 4 класса. Его каталог заключал в себе 500 3. спектров. К I классу им отнесены белые и голубые звезды с ярким непрерывным спектром и широкими линиями водорода. Других линий немного, и они тонки и слабы. Во II класс вошли желтые звезды с многочисленными тонкими линиями металлов. Водородные линии тонки и резко не выделяются. К этому классу принадлежит спектр Солнца. В III и IV класс им отнесены 3. с. с широкими полосами поглощения. Цветность звезд оранжевая и красная. Фиолетовая часть непрерывного спектра ослаблена.
Измеряя положение отдельных линий и сравнивая их с лабораторными спектрами, можно определить смещения линий и по принципу Допплера-Физо вычислить радиальные скорости в км/сек. (скорость по лучу зрения). Массовая обработка спектров показала, что звезды в области созвездия Геркулеса в общем приближаются к нам с средней скоростью 20 км/сек., а в противоположной части неба удаляются с той же скоростью. Это несомненно эффект движения самой солнечной системы относительно всех исследуемых звезд. Периодические смещения линий какой-либо отдельной звезды указывают на то, что данная звезда — спектрально-двойная (см. Звезды, Гарвардская классификация звезд), ЗВЕЗДНЫЙ ГОД (сидерический), промежуток времени, в течение которого Солнце совершает один полный обход звездного неба; 3. г. можно-определить также как время оборота Земли вокруг Солнца (относительно звезд).
Продолжительность 3. г, 365, 25636 средних суток; она на 20 с небольшим минут больше продолжительности тропического года (см.), являющегося основным в летоисчислении.
ЗВЕЗДНЫЙ ПАРАЛЛАКС, или годичный, угол, под которым со звезды виден радиус земной орбиты. Этот угол обратно пропорционален расстоянию звезды от Солнца. Так как направления со звезды на Землю и с Земли на звезду прямо противоположны, то для земного наблюдателя каждая звезда будет описывать вокруг своего среднего положения видимую эллиптическую орбиту, угловые размеры к-рой будут определяться только расстоянием. Определяя положение звезды в различные эпохи, можно найти большую полуось этого параллактического эллипса, выраженную в угловой мере, к-рая и представляет искомый параллакс.
Первое определение 3. п. — именно звезды 61-й Лебедя — было сделано Бесселем в 1838 при помощи визуальных измерений с гелиометром.
Почти одновременно с ним В. Струве определил параллакс а Лиры (Веги) и Гендерсон — а Центавра. Это между прочим дало прямое доказательство вращения Земли вокруг Солнца. Число тригонометрических 3. п. в настоящее время составляет около 2.000. Точность определения тригонометрических параллаксов не превышает О", 01. Для определения 3. п. можно воспользоваться движением Солнца в пространстве (со скоростью 20 км в сек.) в направлении к созвездию Лиры. Вследствие этого векового перемещения самого наблюдателя, каждая звезда должна иметь угловое параллактическое смещение в противоположном направлении, к-рое будет тем меньше, чем она дальше отстоит от Солнца. Для обширных групп звезд можно определять средние параллаксы по более общим признакам, напр. по видимой яркости или поцидимой звездной величине ш, комбинированной с собственным движением р звезды. Каптейн дал эмпирическую формулу для среднего параллакса: log р = — 0 690—0. 0713 т + 0.645 log р, которая для отдельных звезд может быть ошибочной, но в общем является чрезвычайно полезной для всякого рода исследований в области звездной статистики (см.). В случае двойных звезд определяются динамические параллаксы, находимые на основании третьего закона Кеплера (см. Двойные звезды). Значительное расширение наших сведений о 3. п. получилось в результате введения Адамсом и Кольшюттером в 1914 нового, чисто спектроскопического способа, основанного на исследовании линий в звездных спектрах. Вначале этот способ применялся только для желтых и красных звезд, спектры к-рых богаты разнообразными линиями металлов, в настоящее время он разрабатывается и для ранних спектральных классов. Общее число подобных З. п. составляет около 4.000 и беспрерывно увеличивается. Точность их определения составляет около 19% в самой определяемой величине и не зависит от расстояния звезды, а только от ее яркости, обусловливающей возможность получения достаточно резкого спектра. Поэтому для отдаленных звезд спектроскопические З. п. несравненно точнее тригонометрических. 3. п. непосредственно определяет расстояние от звезды до Солнца. Парсек есть расстояние, соответствующее параллаксу в одну секунду дуги.
Это составляет 206.265 астрономических единиц (расстояние Земли от Солнца) или 3, 26 световых лет (световой год — расстояние, пробегаемое светом в год). Если З. п., выраженный в секундах дуги, обозначить через р, то расстояние в парсе1 3, 26 ках будет — , а в световых годах ЗВЕЗДОРЫЛ, звездчатый крот, Condylura cristata, северо-американское подсем. насекомоядных млекопитающих, содержащее один вид (с двумя подвидами). По общему облику напоминает крота, от которого отличается довольно длинным хвостом и кольцом радиально расположенных на конце носа тонких кожных придатков. Роет подземные норы. Питается земляными червями и личинками насекоCondylura cristata. мых; хорошо плавает и ныряет в воде, где иногда охотится за мелкой рыбой. Засуха губительно влияет на звездорыла.
ЗВЕЗДОЧЕТ, Astroscopus (Uranoscopus), род рыб из сем. Uranoscopidae, близкого к сем. драконов (см.), небольшие рыбки с широкой большой головой, на верхушке к-рой расположены маленькие глаза, направленные вверх. Обитатели теплых и умеренно теплых вод Атлантического, Тихого и Индийского океанов. В Средиземном и Черном морях (на север до Одессы) водится U. scaber (морская корова), длиною до 30 см: употребляется в пищу.
ЗВЕЗДОЧКА, типографский знак (*), к-рый ставится в тексте для указания, что к данному месту есть примечание, и повторяется перед примечанием (выноской). При нескольких примечаниях на странице ставятся две, три и более 3., которые часто заменяются цифрами.
