XVI. Театр 35 страница

Если звёзды спектральных классов О - В2 формируются в центр. части ОВ-ассоциации, а затем уходят из неё по всем направлениям, то должно наблюдаться радиальное расширение ОВ-ассоциации, в частности, собств. движения этих звёзд должны быть направлены от центр. части ассоциации наружу. Существование этого явления ещё надёжно не установлено, т. к. собств. движения членов ассоциации очень малы и сравнимы с ошибками наблюдений.

К нач. 70-х гг. 20 в. в Галактике открыто 82 ОВ-ассоциации. Все они находятся на расстояниях ближе 3, 5 килопарсек (кпс), причём половина их числа ближе 1, 5 кпс (до этого расстояния все ОВ-ассоциации можно считать выявленными). Т. к. радиус Галактики составляет ок. 15 кпс, то, в предположении равномерного распределения 3. а. в галактич. плоскости, общее число ОВ-ассоциаций в Галактике оценивается в 4000.

В состав Т-ассоциации входят переменные звёзды типа Т Тельца, Размеры Т-ассоциаций меньше, чем ОВ-ассоциаций, и составляют неск. десятков пс. Они содержат обычно от одного до неск-десятков звёзд типа Т Тельца. Исключение составляет Т-ассоциация в Орионе, насчитывающая 220 этих объектов. Обычно в области, занимаемой Т-ассоциацией, расположены и пылевые туманности. Т-ассоциации концентрируются около плоскости Галактики, однако не так сильно, как ОВ-ассоциации. Т. к. звёзды Т Тельца - карлики, то Т-ассоциации на больших расстояниях не могут наблюдаться. К нач. 70-х гг. 20 в. открыто ок. 30 Т-ассоциаций. Все они находятся на расстояниях, меньших 0, 5 кпс. Из этого можно заключить, что количество Т-ассоциаций в Галактике значительно превосходит количество ОВ-ассоциаций. Все выводы относительно неустойчивости ОВ-ассоциаций, молодости их членов, 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 [ris] где V - пространственная скорость потока в км/сек, a [ris] - угловое расстояние звезды от радианта. Собств. движение звезды [ris] 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.
[ris]

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.

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).
[ris]

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.
[ris]

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.
[ris]