, общее число которых, по мере увеличены оптической силы труб, постепенно увеличивается для наблюдения и, по оценкам Гершеля и Струве, должно составлять десятки миллионов. По относительной яркости З. подразделяются на величины, при чем наиболее яркие называются З. 1-ой величины, слабейшие 2-ой и т. д. Простыми глазами видны З. до 6-ой величины; более слабые относятся уже к телескопическим и в настоящее время различают З. до 20-ой величины. Так как резких границ между З. разных величин не существует, то в новейших звездных каталогах величины З. показываются до десятых долей. Для подробного изучения и означения отдельных З., еще древние астрономы подразделили их на созвездия. обнимающие более или менее обширные пространства небесного свода, а наиболее яркие назвали особыми именами. Байер в начале XVII в. предложил означать З. каждого созвездия буквами греческого алфавита, называя первою буквою a наиболее яркую; так, напр., наиболее яркая З. в созвездии Малой Медведицы, Полярная, означается в звездных каталогах через a Ursae minoris. Но обыкновенно греческого алфавита не достает для означения даже ярких З., и потому более мелкие означаются просто номером и названием созвездия; в последнее время З. означаются еще чаще номером их в каком-нибудь известном каталоге, при чем это означение сопровождается еще прямым восхождением и склонением З., что устраняет уже всякое недоразумение. Для переменных и цветных З. принято употреблять последние буквы латинского алфавита. При ближайшем изучении распределение З. на небесном своде оказывается, что только наиболее яркие разбросаны, по-видимому, без всякого порядка; более мелкие сгруппированы особенно густо на широкой полосе, опоясывающей все видимое небо приблизительно в направлении большого крута. По мере удаления от этой полосы, число З., приходящееся на данное пространство, напр., на один квадратный градус, непрерывно уменьшается и кое-где существуют места, на которых даже сильнейшие зрительные трубы вовсе не обнаруживают присутствия З.; эти места В. Гершель назвал угольными ямами (coal sack).
Расстояние З. от земли и взаимные расстояния З. громадны. Для определения расстояния от земли вычисляют величину углового перемещения З., вследствие годового обращения земли около солнца. Близкая З., находящаяся в плоскости земной орбиты и усматриваемая в известный момент по известному направлению, полгода спустя, когда наблюдатель переместится в пространстве на целый диаметр земной орбиты, должна усматриваться уже по другому направлению; такая З. должна передвигаться по прямой, лежащей в плоскости эклиптики. З., лежащая близ полюса эклиптики, в течение года, должна описывать на небесном своде эллипс известных размеров, подобный эллиптической орбите земли. Прочие З., лежащие в любых направлениях, должны описывать эллипсы, сжатия которых тем больше, чем ближе З. к плоскости эклиптики. Видимые размеры больших полуосей этих эллипсов должны быть тем больше, чем ближе З. к земле. Вычисление годового параллакса может быть сделано или из абсолютных определений прямых восхождения и склонений, или же из относительных перемещений близкой З., по сравнению с более отдаленными. В результате многих вычислений, сделанных в последнее время на лучших обсерваториях, оказалось что годовые параллаксы З. незначительны и не превосходят 1", откуда и следует, что расстояния З. от земли огромны и, например, ближайшая к земле З. a Centauri удалена на расстояние, которое свет проходит в 31/2 года, а скорость света составляет около 300000 км., или 280000 верст в секунду. Зная видимую яркость З. и ее годовой параллакс, можно вычислить истинные размеры З.; из таких вычислений оказывается, что З. представляют светила одного порядка с нашим солнцем, а многие превосходят его яркостью и размерами во много раз. Если бы наше солнце удалилось на расстояние Сириуса, наиболее яркой З. видимого неба, то оно представлялось бы З. 6-ой величины. – Сравнение положений отдельных З. в разные отдаленные времена показывает, что они не остаются неподвижными, а обладают так называемым собственным движением, с весьма различными скоростями. Так, Сириус (a Canis Majoris), Арктур (a Bootis) и Альдебаран (a Tauri) переместились за 2000 лет больше чем на пол градуса, т. е. больше, чем на величину диаметра луны. В настоящее время известно около 50 З., годовая скорость которых более 1?. Замечательно, что наибольшим собственным движением обладают не самые яркие З., откуда следует, что большая яркость вообще не есть признак большей близости к земле. З. № 1830 каталога Грумбриджа перемещается на небе со скоростью 7" в год, 61-ая Лебедя – 5" и пр. Непосредственные наблюдения позволяют определять только движение З. в направлении перпендикулярном к лучу зрения, но спектральные исследования дают возможность измерять также скорость в направлении луча зрения. Переводя видимые движения в истинные, оказывается, что линейные скорости движения З. громадны, и многие несутся в пространстве со скоростью 100 и более километров в секунду. Таким образом, для грядущих поколений видимое распределение З. и группировка их по созвездиям будут совершенно иные. Переменам в положении З. способствует еще и то обстоятельство, что наше солнце, со всеми окружающими его планетами, тоже перемещается в пространстве со скоростью около 24 км. в секунду и в будущем перенесет земных наблюдателей в совершенно новые области вселенной. – Спектральный анализ позволяет исследовать качество света, испускаемого отдельными звездами и, на основании этого, изучать их физическое устройство. Секки (1869), исследовав спектры 4000 З., подразделил их на следующие 4 класса: 1) белые и голубоватые З. (встречаются наиболее часто) характеризуются большим напряжением водородных линий, все прочие спектральные линии слабы; представителем этого класса могут служить Сириус и Вега; 2) желтые З. (тоже весьма многочисленные) характеризуются множеством тонких темных линий на сплошном спектре; таковы Капелла и Поллукс; к этому же классу принадлежит наше солнце; 8) красные З. (сравнительно редки) имеют спектр с широкими темными полосами, резко ограниченными со стороны фиолетового и расплывающимися к красному концу спектра; происхождение этих полос приписывают углероду, таковы a Herculis и a Orionis и 4) пурпуровые З. (весьма редкие), спектры которых представляют полосы обратные полосам предыдущего класса, т. е. резко ограниченные со стороны красного и расплывающегося к фиолетовому концу спектра. К этому классу принадлежат только слабые З. (не ярче 5-ой величины); представительницею их может служить З. № 152 каталога Schjellerup. Деление З. на классы не безусловно, и спектры многих З. представляют как бы переходы одного класса в другой.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 119 120 121 122 123 124 125 126 127 128 129 130 131 132 133 134 135 136 137 138 139 140 141 142 143 144 145 146 147 148 149 150 151 152 153 154 155 156 157 158 159 160 161 162 163 164 165 166 167 168 169 170 171 172 173 174 175 176 177 178 179 180 181 182 183 184 185 186 187 188 189 190 191 192 193 194 195 196 197 198 199 200 201 202 203 204 205 206 207 208 209 210 211 212 213 214 215 216 217 218 219 220 221 222 223