Большая Советская Энциклопедия (ЗВ) - Большая Советская Энциклопедия "БСЭ". Страница 8
Лит.: Ольминский М. С., Из эпохи «Звезды» и «Правды» (статьи 1911—1914 гг.), М., 1956.
«Звезда» (журнал)
«Звезда'», советский ежемесячный литературно-художественный и общественно-политический журнал; орган СП СССР. Издаётся в Ленинграде с 1924. Постоянные разделы журнала: проза, поэзия, публицистика, публикации, критика, литературное обозрение и др. Тираж (1972) 90 тыс. экз.
Лит.: Журналистика и критика [20-х; 30-х; 40-х — начала 50-х годов], в кн.: История русской советской литературы, т. 1—3, М 1967—68; [Скворцова Л. А.], «Звезда», в кн.: Очерки истории русской советской журналистики, 1933—1945, М., 1968.
Звёздная астрономия
Звёздная астроно'мия, раздел астрономии, исследующий общие закономерности строения, состава, динамики и эволюции звёздных систем и изучающий реализацию этих закономерностей в нашей звёздной системе — Галактике. Конкретные исследования др. галактики иных внегалактических объектов выделились в середине 20 в. из З. а. в особый раздел астрономии — внегалактическую астрономию. В отличие от астрофизики, которая изучает природу отдельных звёзд и туманностей, З. а. исследует коллективы (ансамбли) этих объектов. З. а. подразделяется на звёздную статистику, звёздную кинематику и звёздную динамику.
Каждая звезда может быть охарактеризована рядом параметров; некоторые из них зависят от положения звезды относительно Солнца. Такими, видимыми, характеристиками являются: сферические координаты звезды (в З. а. обычно принимают галактическую систему небесных координат); видимая звёздная величина звезды в различных фотометрических системах; наблюдаемый показатель цвета; избыток цвета; значение поглощения и поляризации света; расстояние до звезды; собственное движение звезды;параллакс; тангенциальная и лучевая скорости; видимая скорость вращения. Часть этих характеристик, а именно: поглощение и поляризация света, избыток цвета, — зависит главным образом от количества и свойств поглощающей свет пылевой материи, расположенной между Солнцем и звездой. Др. параметры являются истинными характеристиками звезды, не зависящими от взаимного положения звезды и наблюдателя. Это: координаты звезды, определяющие её пространственное положение в Галактике, абсолютная звёздная величина, светимость, истинные показатели цвета, спектральный класс, температура, масса, радиус, компоненты скорости в Галактике, истинная скорость вращения.
В определениях звёздных характеристик З. а. тесно взаимодействует с др. разделами астрономии — астрометриейи астрофизикой.
Звёздная статистика. Исследование строения Галактики, выяснение характеристик звёздного населения в различных её областях может проводиться с помощью методов математической статистики. Таким путём изучают распределение звёзд, обладающих теми или иными характеристиками, в различных направлениях или в различных областях Галактики, в том числе и в коллективных членах Галактики — рассеянных звёздных скоплениях, шаровых скоплениях, звёздных ассоциациях. Статистические закономерности, получаемые таким путём, называются функциями распределения. Например, функция блеска определяет распределение звёзд по видимым звёздным величинам. Функции светимости показывают, как распределены по светимостям звёзды в различных областях Галактики. Наиболее надёжно эта функция определена для окрестностей Солнца и для близких рассеянных скоплений. Функция звёздной плотности выражает распределение звёзд по расстояниям в данном телесном угле. Функция поглощения света показывает, как изменяется поглощение света звёзд (выраженное в звёздных величинах) в данном направлении в зависимости от расстояния. Многие функции распределения в звёздной статистике связаны между собой уравнениями. Например, функцию блеска, функцию звёздной плотности, функцию светимости и функцию поглощения связывают уравнениями, называют основными уравнениями звёздной статистики. Уравнения звёздной статистики всегда содержат наряду с функциями распределения видимых характеристик функции распределения истинных характеристик звёзд. Одной из важных задач звёздной статистики является использование этих уравнений для нахождения функций истинных характеристик по полученным из наблюдений функциям видимых характеристик. Например, решая уравнение, связывающее функцию распределения видимой поверхностной звёздной плотности в шаровом скоплении с функцией истинной пространственной звёздной плотности в этом скоплении, находят вторую из этих функций по найденной из наблюдений первой функции. Важную роль играют исследования многомерных распределений звёздных характеристик, т. к. многие характеристики статистически между собой связаны. Обычно эти статистические зависимости являются сложными и потому их представляют главным образом при помощи диаграмм. Например, статистическую зависимость между спектрами звёзд и их абсолютными звёздными величинами представляется диаграммой, которая выявляет ряд последовательностей в звёздном населении, имеющих эволюционный смысл (см. Герцшпрунга — Ресселла диаграмма). Существенное значение для характеристики звёздного населения имеют также диаграммы «цвет — абсолютная звёздная величина», «цвет — видимая звёздная величина», «масса — абсолютная звёздная величина», двухцветная диаграмма (для двух цветов, каждый из которых характеризует соотношение энергии излучения в двух различных областях спектра звезды).
Звёздная статистика исследует также распределения характеристик переменных звёзд (вид кривой изменения блеска, период и амплитуда изменения блеска, амплитуда изменения показателя цвета и др.), двойных звёзд (угловое расстояние между компонентами, разность видимых величин, различие спектров компонентов, элементы орбиты и др.), кратных звёзд и звёздных скоплений (диаметр, численность звёзд, законы видимого и пространств. распределения плотности, диаграмма «цвет — видимая величина» и др.), тёмных туманностей (размеры, коэффициент прозрачности) и др. объектов Галактики. Т. к. звёзды каждого спектрального класса, каждого типа (например, различного типа переменные звёзды) располагаются в пространстве особым образом (Галактика как бы состоит из множества взаимопроникающих подсистем), то в звёздной статистике многие исследования проводятся для звёзд каждого спектрального класса или типа отдельно.
При определениях расстояний до звёзд на основе сравнения их абсолютной и видимой звёздной величины учитывают поглощение света в пространстве. Величину этого поглощения оценивают по несоответствию цвета звезды её спектральному классу, которое вызывается покраснением цвета звезды из-за влияния поглощающей свет материи. Вследствие неточности оценок поглощения света, которое особенно велико для далёких звёзд в направлениях, близких к плоскости симметрии Галактики, расстояния до большинства звёзд определяются неуверенно. Это одна из причин, усложняющих задачи звёздной статистики.
Сложность задач звёздной статистики связана также с тем, что большая часть звёзд Галактики, вследствие огромных её размеров и значительного поглощения света около главной плоскости, не может наблюдаться. Даже в ближайших галактических окрестностях Солнца некоторая часть звёзд низкой светимости ещё не выявлена. Тем не менее общее число доступных наблюдениям звёзд так велико, что определение всех характеристик этих звёзд — непомерно большая наблюдательная задача. Поэтому многие астрономические обсерватории мира ведут работу по т. н. плану избранных площадей (предложенному в 1906 голландским астрономом Я. Каптейном), согласно которому определение характеристик слабых звёзд должно в основном производиться лишь в 206 отдельных площадках, распределённых равномерно по всему небу, и ещё дополнительно в 46 площадках, представляющих особый интерес. При этом принимается, что закономерности, которые выводятся на основании звёздных характеристик, определённых в площадках Каптейна, должны соответствовать тем закономерностям, которые можно было бы получить, исследуя характеристики всех звёзд неба. Международный астрономический союз распределил работу по определению различных характеристик звёзд между обсерваториями разных стран. Часть этой работы выполняется на обсерваториях СССР.