Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)

  Заслуженный работник газовой промышленности, установлено в Узбекской ССР (24 июня 1964) и Туркменской ССР (11 августа 1970).

  Заслуженный работник геологии, установлено в Литовской ССР (26 февраля 1969).

  Заслуженный работник геологической службы, установлено в Киргизской ССР (30 ноября 1970).

  Заслуженный работник здравоохранения, установлено в БССР (29 октября 1971), Литовской ССР (24 июня 1964), Латвийской ССР (27 апреля 1972).

  Заслуженный работник культурнопросветительной работы, установлено в Литовской ССР (11 июля 1960).

  Заслуженный работник культуры, установлено в РСФСР (26 мая 1964), УССР (15 октября 1965), БССР (29 октября 1971), Узбекской ССР (27 сентября 1966), Казахской ССР (10 января 1966), Грузинской ССР (13 мая 1967), Азербайджанской ССР (27 февраля  1967), Молдавской ССР (5 мая 1958), Киргизской ССР (15 мая 1968), Таджикской ССР (9 ноября 1964), Туркменской ССР (24 марта 1958).

  Заслуженный работник лёгкой промышленности, установлено в Туркменской ССР (7 июня 1968).

  Заслуженный работник нефтехимической промышленности, установлено в Туркменской ССР (27 мая 1968).

  Заслуженный работник пищевой промышленности, установлено в Туркменской ССР (16 октября 1968).

  Заслуженный работник промышленности, установлено в УССР (10 октября 1969), БССР (29 октября 1971), Казахской ССР (27 марта 1970), Грузинской ССР (16 ноября 1970), Литовской ССР (28 октября 1964), Латвийской ССР (19 февраля 1965), Киргизской ССР (30 ноября 1970), Эстонской ССР (25 августа 1967).

  Заслуженный работник профессионально-технического образования, установлено в УССР (10 октября 1969), БССР (29 октября 1971), Казахской ССР (27 марта 1970), Киргизской ССР (30 ноября 1970).

  Заслуженный работник связи, установлено в Латвийской ССР (19 февраля 1965).

  Заслуженный работник сельского хозяйства, установлено в УССР (10 октября 1969), БССР (29 октября 1971), Казахской ССР (27 марта 1960), Грузинской ССР (16 ноября 1970), Литовской ССР (30 августа 1962), Латвийской ССР (19 февраля 1965).

  Заслуженный работник службы быта, установлено в УССР (10 октября 1969), Казахской ССР (27 марта 1970), Литовской ССР (23 февраля 1966), Таджикской ССР (26 нюня 1970).

  Заслуженный работник торговли, установлено в РСФСР (15 июня 1966), УССР (21 июля 1966), Узбекской ССР (27 сентября 1966), Казахской ССР (27 марта 1970), Грузинской ССР (17 марта 1966), Азербайджанской ССР (28 июня 1966), Литовской ССР (15 мая 1965), Молдавской ССР (19 июля 1966), Таджикской ССР (29 января 1966), Эстонской ССР (26 июня 1965).

  Заслуженный работник торговли и бытового обслуживания, установлено в Киргизской ССР (30 ноября 1970).

  Заслуженный работник торговли и общественного питания, установлено в БССР (7 февраля 1966), Латвийской ССР (19 февраля 1965), Армянской ССР (4 мая 1966), Туркменской ССР (16 ноября 1965).

  Заслуженный работник транспорта, установлено в УССР (10 октября 1969), БССР (29 октября 1971), Казахской ССР (27 марта 1970), Грузинской ССР (16 ноября 1970), Литовской ССР (26 мая 1965), Латвийской ССР (19 февраля 1965). Киргизской ССР (30 ноября 1970), Армянской ССР (7 октября 1970), Эстонской ССР (28 сентября 1966).

  Заслуженный работник химической промышленности, установлено в Туркменской ССР (27 мая 1968).

  Заслуженный рационализатор, установлено в РСФСР (20 апреля 1961), УССР (17 мая 1960), БССР (9 октября 1959), Узбекской ССР (8 декабря 1959), Казахской ССР (12 января 1960), Грузинской ССР (11 сентября 1959), Азербайджанской ССР (9 октября 1959), Литовской ССР (9 сентября 1960), Молдавской ССР (28 мая 1959), Латвийской ССР (16 августа 1960), Киргизской ССР (26 мая 1960), Таджикской ССР (5 сентября 1959), Армянской ССР (7 марта 1960), Туркменской ССР (30 июня 1960), Эстонской ССР (2 сентября 1960).

  Заслуженный рыбак, установлено в Латвийской ССР (19 февраля 1965), Туркменской ССР (22 июля 1966), Эстонской ССР (26 июня 1965).

  Заслуженный садовод, установлено в Азербайджанской ССР (14 мая 1964).

  Заслуженный связист, установлено в РСФСР (21 апреля 1972), УССР (10 октября 1969), БССР (15 декабря 1965), Узбекской ССР (27 сентября 1966), Казахской ССР (30 июня 1965), Грузинской ССР (14 апреля 1967), Азербайджанской ССР (16 июля 1965), Литовской ССР (24 мая 1967), Киргизской ССР (27 августа 1965), Таджикской ССР (7 апреля 1965), Армянской ССР (29 июня 1967), Туркменской ССР (30 апреля 1969), Эстонской ССР (29 апреля 1967).

  Заслуженный строитель, установлено в РСФСР (6 июля 1961), УССР (4 августа 1958), БССР (11 июля 1960), Узбекской ССР (9 августа 1957), Казахской ССР (13 августа 1960), Грузинской ССР (25 апреля 1967), Азербайджанской ССР (18 апреля 1959), Литовской CCР (10 августа 1960), Молдавской ССР (9 августа 1958), Латвийской ССР (13 августа 1960), Киргизской CCР (12 августа 1961), Таджикской ССР (8 октября 1958). Армянской ССР (30 апреля 1957), Туркменской CCР (21 апреля 1961), Эстонской ССР (13 августа 1960).

  Заслуженный тренер, установлено в Латвийской ССР (16 марта 1961).

  Заслуженный учитель, установлено в УССР (10 октября 1969), БССР (13 июня 1966), Узбекской ССР (16 февраля 1940), Казахской ССР (27 марта 1970), Грузинской ССР (13 июня 1967), Азербайджанской ССР (18 апреля 1959), Литовской ССР (26 апреля 1941), Латвийской ССР (20 февраля 1941), Киргизской ССР (30 ноября 1970), Армянской ССР (12 июня 1958), Эстонской ССР (24 июня 1961).

  Заслуженный учитель профессионально-технического образования, установлено в РСФСР (18 июля 1956), Грузинской ССР (26 сентября 1956), Литовской ССР (9 октября 1956), Молдавской ССР (31 октября 1956), Армянской ССР (31 октября 1956), Туркменской ССР (21 сентября 1956), Эстонской ССР (27 октября 1956).

  Заслуженный учитель школы, установлено в РСФСР (11 января 1940), Молдавской ССР (14 марта 1941), Таджикской ССР (28 апреля 1940), Туркменской ССР (28 февраля 1940).

  Заслуженный фармацевт, установлено в Узбекской ССР (27 сентября 1968), Казахской ССР (12 мая 1965), Таджикской ССР (13 октября 1965).

  Заслуженный химик, установлено в Казахской ССР (18 сентября 1964).

  Заслуженный хлопкороб, установлено в Узбекской ССР (24 декабря 1963).

  Заслуженный художник, установлено в РСФСР (10 сентября 1960), УССР (21 марта 1972), Грузинской ССР (24 апреля 1951), Азербайджанской ССР (15 апреля 1964), Армянской ССР (7 января 1961), Эстонской ССР (24 июня 1961).

  Заслуженный шахтёр, установлено в РСФСР (1 марта 1966), УССР (6 февраля 1958), Киргизской ССР (30 ноября 1970), Эстонской ССР (4 июня 1965).

  Заслуженный экономист, установлено в БССР (6 ноября 1970), Узбекской ССР (20 марта 1967), Казахской ССР (24 ноября 1965), Грузинской ССР (23 августа 1961), Азербайджанской ССР (9 июня 1964), Литовской ССР (28 октября 1964), Молдавской ССР (19 июля 1966), Латвийской ССР (28 июля 1966), Киргизской ССР (22 августа 1966), Таджикской ССР (29 сентября 1966), Армянской ССР (27 июня 1964), Туркменской ССР (14 февраля 1967), Эстонской ССР (28 октября 1967).

  Заслуженный энергетик, установлено в РСФСР (11 декабря 1970), УССР (16 декабря 1960), БССР (24 декабря 1970), Узбекской ССР (21 декабря 1970), Казахской ССР (22 декабря 1966), Киргизской ССР (30 ноября 1970), Таджикской ССР (30 декабря 1966), Армянской ССР (29 февраля 1968), Туркменской ССР (5 января 1970), Эстонской ССР (28 октября 1967).

  Заслуженный юрист, установлено в РСФСР (20 июня 1966), УССР (18 января 1966), БССР (31 января 1966), Узбекской ССР (28 января 1966), Казахской ССР (15 декабря 1966), Грузинской ССР (28 июня 1963), Азербайджанской ССР (28 января 1966), Литовской ССР (26 мая 1965), Молдавской ССР (19 июля 1966), Латвийской ССР (26 февраля 1966), Киргизской ССР (24 марта 1966), Таджикской ССР (29 января 1966), Армянской ССР (15 мая 1965), Туркменской ССР (16 марта 1966), Эстонской ССР (28 апреля 1966).

  Мастер бахчеводства, установлено в Туркменской ССР (3 апреля 1967). Мастер-виноградарь, установлено в Азербайджанской ССР (14 мая 1964). Мастер животноводства, установлено в Таджикской ССР (24 июня 1961). Мастер-кукурузовод, установлено в Азербайджанской ССР (14 мая 1964).

  Мастер машинной уборки хлопка, установлено в Азербайджанской ССР (26 ноября 1960).

  Мастер нефти, установлено в Азербайджанской ССР (19 августа 1940).

  Мастер-овощевод, установлено в Азербайджанской ССР (14 мая 1964).

  Мастер овощеводства, установлено в Туркменской ССР (3 апреля 1967).

  Мастер полива, установлено в Азербайджанской ССР (3 февраля 1960).

  Мастер прикладного искусства, установлено в Азербайджанской ССР (7 мая 1960).

  Мастер-садовод, установлено в Таджикской ССР (17 февраля 1959).

  Мастер табака, установлено в Азербайджанской ССР (3 февраля 1960).

  Мастер хлопка, установлено в Азербайджанской ССР (23 мая 1940), Таджикской ССР (25 января 1947), Туркменской ССР (21 февраля 1964).

  Мастер чая, установлено в Азербайджанской ССР (3 февраля 1960).

  Народный акын, установлено в Казахстанской ССР (29 июня 1948).

  Народный артист, установлено в РСФСР (10 августа 1931), УССР (13 января 1934), БССР (4 июля 1940), Узбекской ССР (16 февраля 1940), Казахской ССР (2 июня 1940), Грузинской ССР (27 мая 1936), Азербайджанской ССР (28 июля 1928), Литовской ССР (26 апреля 1941), Молдавской ССР (14 марта 1941), Латвийской ССР (20 февраля 1941), Киргизской ССР (10 января 1939), Таджикской ССР (28 марта 1939), Армянской ССР (23 октября 1931), Туркменской ССР (28 февраля 1940), Эстонской ССР (31 марта 1941).

  Народный певец (гафиз), установлено в Таджикской ССР (5 февраля 1947).

  Народный писатель, установлено в БССР (27 марта 1956), Узбекской ССР (3 мая 1963), Азербайджанской ССР (26 марта 1960), Литовской ССР (6 апреля 1957), Латвийской ССР (4 июля 1945), Киргизской ССР (20 июня 1968), Туркменской ССР (18 апреля 1966), Эстонской ССР (31 марта 1941).

  Народный поэт, установлено в БССР (27 марта 1956), Узбекской ССР (3 мая 1963), Грузинской ССР (10 октября 1959), Азербайджанской ССР (23 января 1956), Литовской ССР (18 марта 1954), Латвийской ССР (4 июля 1945), Киргизской ССР (19 октября 1945), Таджикской ССР (25 ноября 1961).

  Народный художник, установлено в РСФСР (16 июля 1943), УССР (13 января 1934), БССР (7 января 1944), Узбекской ССР (15 января 1944), Казахской ССР (23 июля 1943), Грузинской ССР (28 июля 1943), Азербайджанской ССР (2 августа 1944), Литовской ССР (18 марта 1954), Молдавской ССР (25 июня 1955), Латвийской ССР (4 июля 1945), Киргизской ССР (12 апреля 1944), Таджикской ССР (7 марта 1958), Армянской ССР (18 августа 1943), Туркменской ССР (20 августа 1943), Эстонской ССР (24 июня 1961).

  Б. А. Жалейко.

Звартноц

Звартно'ц, храм на территории Армянской ССР, вблизи Эчмиадзина, выдающийся памятник раннесредневекового армянского зодчества (построен в 641—661). Руины З. открыты раскопками в 1901—07. Сохранились камни фундамента, архитектурные обломы, стволы, базы и капители колонн. Представлял собой круглое 3-ярусное купольное сооружение (диаметр нижнего яруса 35,75 м); внутри — тетраконх с обходной галереей. Фасады храма были украшены аркатурой, резьбой, рельефами интерьер — мозаикой и росписью. З. послужил прототипом ряда последующих архитектурных сооружений. На Ю.-З. от храма — развалины патриаршего дворца. См. илл.

Лит.: Арутюнян В. М., Звартноц, Ер., 1954; Мнацаканян С. Х., Звартноц, М., 1971.

Образцы резьбы по камню. Детали храма в Звартноце (с изображением мастеров-строителей), 641—661.

Храм Звартноц. 641—661. Реконструкция общего вида по Т. Тораманяну.

Храм Звартноц. 641—661. Реконструкция общего вида по С. Мнацаканяну.

Звательная форма

Зва'тельная фо'рма (лат. vocativus — вокатив), особая форма существительных, указывающая на лицо (реже на предмет), к которому обращаются с речью: литовское vyre (от vyras) — «молодец», лакское зузалай (от зузала) — «рабочий», болгарское юначе (от юнак) — «молодец». В русском языке имеются остатки З. ф.: «боже», «друже», «отче», а также особые просторечные формы, употребляющиеся в качестве З. ф.: «Надь», «Сереж». В значении З. ф. употребляются также слова и словосочетания, не стоящие в З. ф.; они не входят в предложение и обособлены от него синтаксически: русское «Прощай, свободная стихия!».

Звезда

Звезда', см. Звёзды.

«Звезда Алтая»

«Звезда' Алта'я», областная газета Горно-Алтайской АО РСФСР. Издаётся в г. Горно-Алтайске на русском языке. Основана в 1922, выходила сначала под названием «Ойратский край», затем «Красная Ойротия», с 1948 —«З. А.». Выпускается 5 раз в неделю. Тираж (1972) 10 тыс. экз.

«Звезда» (газета)

«Звезда'», большевистская легальная газета. Выходила в Петербурге с 16(29) декабря 1910 по 22 апреля (5 мая) 1912. Сначала выпускалась еженедельно; с 21 января (3 февраля) 1912 выходила 2 раза, а с 8(21) марта 1912 — 3 раза в неделю. Издавалась вначале тиражом 7—10 тыс. экз., затем 15—20 тыс., а во время Ленских событий 1912 тираж достигал 50—60 тыс. экз. Вышло 69 номеров, из которых 30 конфисковано, 8 оштрафовано. С 26 февраля (10 марта) 1912 в Петербурге издавалась «Невская звезда», которая являлась продолжением «З.» и имела целью заменять её в случае конфискации или закрытия. Последний (27-й) номер «Невской звезды» вышел 5(18) октября 1912. Первыми редакторами были: В. Д. Бонч-Бруевич (от большевиков), Н. И. Иорданский (от меньшевиков-партийцев) и И. П. Покровский (от социал-демократической фракции 3-й Государственной думы). До осени 1911 газета была органом думской социал-демократической фракции. Большую роль в организации и издании играл член социал-демократической фракции большевик Н. Г. Полетаев. В первый период на газете сказывалось влияние меньшевиков. В. И. Ленин отмечал, что газета была «тускла» (см. Полн. собр. соч., 5 изд., т. 48, с. 13). С октября 1911 «З.» стала чисто большевистской. Идейно ею руководил Ленин, в «З.» и «Невской звезде» было опубликовано около 50 его статей. В редакции работали: Н. Н. Батурин, М. С. Ольминский и К. С. Еремеев. Сотрудничали А. И. Елизарова-Ульянова, В. В. Воровский, В. Д. Бонч-Бруевич, Л. М. Михайлов (Политикус), В. И. Невский, Демьян Бедный, А. М. Горький и др. В «З.» был помещен ряд статей Г. В. Плеханова. Газета освещала политическую жизнь, вела борьбу за чистоту принципов революционного марксизма, против ликвидаторства и отзовизма. Имела отделы: «В мире труда», «Рабочая жизнь», «Рабочее движение», «Государственная дума», «Обзор печати», «Хроника», «По России», «Провинция», «Заграничная жизнь» и др. «З.» начала в январе 1912 сбор средств на ежедневную рабочую газету и подготовила создание — «Правды».

  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. галактик и 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 — астрометрией и 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.

  Звёздная кинематика. Методы кинематики (раздела механики) и математической статистики позволяют изучать распределения видимых кинематических характеристик звёзд (собственное движение, лучевая скорость, тангенциальная скорость, пространственная скорость, видимая скорость вращения), находить распределения истинных кинематических характеристик (компоненты остаточной скорости, истинная скорость вращения) и делать выводы об общих закономерностях движения звёздной системы как целого.

  Хотя звёздная система состоит из отдельных тел — звёзд, разделённых большими расстояниями, в её строении и движении наряду со свойствами прерывности наблюдаются и свойства непрерывности. Пусть произвольная точка пространства, занимаемого звёздной системой, окружена сферой с объёмом, малым в сравнении с объёмом всей звёздной системы, но настолько большим, чтобы в неё попало достаточно много (например, 1000) звёзд; тогда среднее значение скоростей всех звёзд, находящихся в сфере, называется скоростью центроида этих звёзд. С изменением координат точки в звёздной системе скорость соответствующего ей центроида изменяется медленно и почти плавно. Поэтому в звёздной системе можно рассматривать непрерывное поле скоростей. Естественно, что в общем случае скорость звезды не совпадает со скоростью её центроида. В нашей Галактике, в частности, Солнце движется по отношению к своему центроиду. Эта скорость называется остаточной скоростью Солнца и входит в измеренные с Земли (движущейся вместе с Солнцем) скорости звёзд. Разработаны методы определения остаточной скорости Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звёзд. Хотя эти два метода используют наблюдательный материал, получаемый совершенно разным путём (один из астрофизических, а другой из астрометрических измерений), они приводят к хорошо согласующимся результатам. Остаточная скорость Солнца (по отношению к совокупности всех звёзд ярче 6-й звёздной величины) близка к 19,5 км/сек и направлена в точку неба с координатами: прямое восхождение 18 ч и склонение около + 30° (стандартный апекс Солнца). Исследование скоростей центроидов показывает, что они совершают круговые движения параллельно галактические плоскости вокруг оси симметрии Галактики. Угловая скорость круговых движений центроидов в различных местах различна, т. е. Галактика вращается не как твёрдое тело; при этом она не расширяется и не сжимается. Лишь центральные области Галактики вращаются, по-видимому, как твёрдое тело, с периодом около 30 млн. лет. На расстоянии 5 килопарсек (кпс) от центра период вращения Галактики равен 130 млн. лет, а в районе Солнца, т. е. на расстоянии около 10 кпс от центра, — около 250 млн. лет. Линейная скорость вращения центроида Солнца вокруг центра Галактики составляет приблизительно 250 км/сек. Если из наблюдаемой скорости звезды геометрически вычесть остаточную скорость Солнца, то получится скорость звезды относительно центроида Солнца — пекулярная скорость звезды. Если из пекулярной скорости звезды вычесть скорость центроида звезды по отношению к центроиду Солнца, то будет получена остаточная скорость звезды — её скорость по отношению к её собственному центроиду. Геометрическая сумма скорости центроида относительно центра инерции звёздной системы и остаточной скорости звезды равна полной скорости звезды относительно центра инерции системы. Исследование распределения остаточных скоростей звёзд показывает, что в каждой точке Галактики, если не рассматривать очень больших остаточных скоростей, выполняется условие симметрии: число звёзд с остаточными скоростями, имеющими данное направление, равно числу звёзд с противоположно направленными остаточными скоростями. Средние же квадратичные остаточных скоростей в разных направлениях различны. Наибольшая средняя квадратичная — у компонента остаточных скоростей вдоль направления на центр Галактики, следующая по величине — у компонента вдоль направления вращения Галактики, наименьшая — у компонента, перпендикулярного плоскости симметрии Галактики. Для окрестности Солнца средние квадратичные величины компонентов остаточных скоростей в трёх указанных направлениях составляют соответственно около 41 км/сек, 28 км/сек и 21 км/сек, если совместно рассматриваются звёзды, относящиеся к разным составляющим Галактики.

  Для больших остаточных скоростей, превышающих для окрестностей Солнца 70 км/сек, условие симметрии перестаёт выполняться. Отсутствуют большие остаточные скорости, имеющие направления, составляющие острые углы с направлением вращения центроида вокруг центра Галактики. В то же время встречаются такие скорости, направленные в сторону, противоположную вращению Галактики. Это явление, называется асимметрией остаточных скоростей, объясняется тем, что полная скорость звезды, равная геометрической сумме скорости центроида и остаточной скорости звезды, тем больше, чем меньше угол между этими скоростями и чем больше, в случае малого угла, остаточная скорость. При остаточной скорости, большей 70 км/сек, направленной в сторону вращения Галактики, полная скорость звезды превзошла бы критическая скорость для окрестностей Солнца, и звезда покинула бы Галактику. Критическая скорость в районе Солнца составляет около 320 км/сек.

  Основным наблюдательным материалом звёздной кинематики являются лучевые скорости и собственного движения звёзд. С 1946 для исследования кинематики Галактики широко используются также контуры спектральной радиолинии с длиной волны l = 21 см, излучаемой нейтральным водородом, который расположен главным образом вблизи плоскости симметрии Галактики. Радиоизлучение не поглощается пылевой материей Галактики. Кроме того, вследствие различной угловой скорости центроидов в Галактике, лучевые скорости находящихся на луче зрения масс водорода различны и расположенные близко массы водорода не поглощают излучения, посылаемого далёкими массами. Благодаря этому радиоизлучение на волне 21 см от самых отдалённых областей Галактики достигает земных радиотелескопов и регистрируется ими. Статистические методы изучения контуров линии l = 21 см позволили уточнить закон вращения Галактики, исследовать распределение плотности нейтрального водорода, наметить расположение спиральных ветвей Галактики.

  Всё многообразие объектов, составляющих население звёздных систем, разделяется на два типа населения, причём каждое из них занимает определённые области звёздных систем. Звёздное население 1-го типа располагается близ плоскостей симметрии спиральных галактик, концентрируясь при этом в спиральных ветвях и избегая областей ядра. Звёздное население 2-го типа преобладает в областях спиральных галактик, удалённых от их плоскости симметрии, оно образует ядра спиральных галактик; из него составлены эллиптические галактики и чечевицеобразные галактики типа SO. К 1-му типу населения относятся звёзды: бело-голубые гиганты и сверхгиганты, долгопериодические цефеиды, новые и сверхновые звёзды, а также рассеянные звёздные скопления, водородные облака, пылевые туманности. Звёздное население 2-го типа слагается из звёзд: красных субкарликов, красных гигантов, короткопериодических цефеид, а также из шаровых скоплений.

  Идея разделения населения галактик более подробно разработана в представлении о подсистемах звёздных систем. Звёздные подсистемы, в которые входят все объекты того или иного спектрального класса или типа, отличаются индивидуальными значениями характеристик пространственного расположения (градиентами звёздной плотности вдоль радиуса Галактики и перпендикулярного её плоскости симметрии) и особенностями распределения скоростей объектов. Подсистемы различных объектов взаимно проникают друг в друга, и звёздная система является, т. о., совокупностью подсистем. Каждая подсистема приближённо представляет собой сплюснутый эллипсоид вращения, причём сплюснутость у различных подсистем различна. В соответствии с этим их относят к трём составляющим Галактики: плоской, сферической и промежуточной.

  Звёздная динамика. Этот раздел З. а. изучает закономерности движений звёзд в силовом поле звёздной системы и эволюцию звёздных систем вследствие движений звёзд. Звёздные системы являются самогравитирующими, т. е. Совокупность звёзд системы сама создаёт то гравитационное силовое поле, которое управляет движением каждой звезды. Гравитационное поле звёздной системы имеет сложную структуру. Вследствие того что гравитационная сила точечной массы убывает пропорционально квадрату расстояния, т. е. не очень быстро, в каждой точке большей части объёма звёздной системы суммарная гравитационная сила всех объектов, составляющих звёздную систему, значительно превосходит гравитационную силу ближайшего к этой точке объекта. С другой стороны, в непосредственной окрестности звёзд, плотных звёздных скоплений или др. компактных объектов сила притяжения такого объекта сравнима с суммарной гравитационной силой всех остальных объектов или может даже превосходить её. Т. о., исследуя структуру силового поля звёздной системы, приходится рассматривать его как сумму 1) регулярного поля системы, т. е. поля, создаваемого системой в целом, отражающего свойства непрерывности звёздной системы, и 2) иррегулярного поля, создаваемого силами, возникающими при сближениях звёзд, которое отражает свойства прерывности, дискретности строения звёздной системы. Иррегулярные силы носят характер случайных сил. Чем больше тел в звёздной системе, тем большую роль в её динамике играют регулярные силы и тем меньше роль иррегулярных сил.

  При формировании звёздной системы ей, как правило, свойственно нестационарное состояние. Под действием регулярного и иррегулярного силового поля системы в ней изменяется распределение звёзд и распределение скоростей звёзд. Постепенно звёздная система приближается к стационарному состоянию. Т. к. в системе, содержащей большое число звёзд, регулярное поле действует быстрее иррегулярного, сначала достигается стационарность в регулярном поле. В этом состоянии регулярное поле уже не изменяет распределение звёзд и их скоростей. Время, необходимое для перехода в состояние, стационарное в регулярном поле, обратно пропорционально корню квадратному из плотности материи в системе. Для звёздных систем это время составляет десятки или сотни миллионов лет. В состоянии, стационарном лишь в регулярном поле, иррегулярное поле продолжает изменять распределение звёзд и их скоростей, приближая систему к состоянию, стационарному также и в иррегулярном поле. Звёздная система не может достигнуть полной стационарности, т. к. в результате действия иррегулярных сил некоторые звёзды приобретают скорость, большую критической, и покидают систему. Этот процесс продолжается непрерывно. Состояние, при котором все изменения распределений звёзд и их скоростей являются следствием только непрерывного медленного ухода звёзд из системы, называется состоянием, квазистационарным в иррегулярном поле. Время достижения квазистационарного состояния называется временем релаксации. Время релаксации для рассеянных скоплений составляет величину порядка десятков или сотен миллионов лет, шаровых скоплений — порядка миллиардов лет, галактик — порядка тысяч или десятков тысяч миллиардов лет. Время полного распада невращающейся звёздной системы под действием её иррегулярного поля приблизительно в 40 раз больше, чем время релаксации. Чем быстрее вращается звёздная система, тем медленнее протекает процесс распада.

  Возраст наблюдаемых рассеянных скоплений, как правило, превосходит их время релаксации. Большинство наблюдаемых рассеянных скоплений достигло квазистационарного состояния и многие из них успели сильно обеднеть в результате ухода из них звёзд. Имеются основания считать, что большая часть звёзд Галактики принадлежала в прошлом рассеянным скоплениям и является результатом их распада. Число полностью распавшихся рассеянных скоплений должно во много раз превосходить число рассеянных скоплений, существующих ныне в Галактике. Возраст шаровых скоплений сравним со временем их релаксации. По-видимому, у шаровых скоплений квазистационарного состояния достигли центральной области, где время релаксации меньше, а периферийные области находятся в состоянии, стационарном в регулярном поле. Возраст галактик не превосходит десятков млрд. лет, время релаксации для них в сотни или тысячи раз больше; поэтому галактики далеки от достижения квазистационарного состояния. Некоторые из них, а именно неправильные галактики, даже находятся в нестационарном состоянии либо вследствие того, что это очень молодые системы, либо вследствие деформаций, вызванных взаимодействием при сближении галактик.

  Звёздная система, достигшая состояния, стационарного в регулярном поле, имеет плоскость симметрии и перпендикулярную ей ось симметрии. Звёздная система с равным нулю главным моментом вращения в состоянии, стационарном в регулярном поле, может быть сферически симметрична. В квазистационарном состоянии она обязательно сферически симметрична. Траектории звёзд в сферически симметричной системе плоские. В общем случае они незамкнуты и витки одной траектории заполняют кольцо. В системе с плоскостью и осью симметрии траектории не являются плоскими кривыми. Витки одной траектории заполняют трёхмерную область — тор.

  Основной задачей звёздной динамики является исследование закономерностей строения и эволюции звёздных систем на основе изучения действующих в них сил. Одним из методов таких исследований является построение теоретических моделей звёздных систем для разных стадий их эволюции, соответствующих конкретным наблюдаемым звёздным системам, в том числе нашей Галактике, др. галактикам, скоплениям галактик, а также рассеянным и шаровым звёздным скоплениям. В теоретической модели должны быть полностью согласованы взаимно влияющие друг на друга распределение звёзд и их движения. Строят также эмпирические модели Галактики и др. галактик, основанные на наблюдаемых данных о распределении плотности материи в них. В эмпирических моделях нет полного согласования распределения звёзд и их движений.

  Историческая справка. Начало З. а. было положено в конце 18 в. английским астрономом В. Гершелем, который выполнил несколько статистических исследований («обозрений») звёздного неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа в разных участках неба, он обнаружил явление галактической концентрации, т. е. возрастание числа звёзд по мере приближения к галактическому экватору. Это указало на сплюснутость нашей звёздной системы. Гершель построил первую модель нашей звёздной системы — Галактики, определил направление движения Солнца по отношению к окрестным звёздам. Он открыл большое число двойных звёзд, обнаружил у некоторых из них орбитальное движение и таким образом доказал физическую природу их двойственности, а также то, что закон всемирного тяготения И. Ньютона справедлив и за пределами Солнечной системы. В 1847 русский астроном В. Я. Струве, изучая строение Галактики, высказал утверждение о существовании поглощения света в межзвёздном пространстве и об увеличении звёздной плотности (пространственной) при приближении к плоскости симметрии Галактики. В середине 19 в. русским астроном М. А. Ковальский и английским астроном Дж. Эри разработали аналитические методы определения скорости Солнца по собственным движениям звёзд. В конце 19 в. Х. Зелигер и К. Шварцшильд в Германии развили методы исследования пространственного распределения звёзд по их подсчётам. В начале 20 в. голландский астроном Я. Каптейн обнаружил преимущественное направление движений звёзд и предложил гипотезу о существовании двух движущихся навстречу друг другу потоков звёзд. Затем Шварцшильд выдвинул предположение об эллипсоидальном законе распределения скоростей (остаточных) звёзд, более естественно объясняющее наблюдаемые закономерности в движениях звёзд. К этому же времени (до 1922) относятся выполненные Каптейном исследования строения Галактики на основании результатов звёздных подсчётов и анализа собственных движений звёзд. Несмотря на то, что ещё в середине 19 в. Струве пришёл к заключению о существовании поглощения света в Галактике, в начале 20 в. преобладало убеждение о полной прозрачности межзвёздного пространства. Поэтому кажущееся поредение звёзд по мере удаления от Солнца по всем направлениям, вызываемое главным образом поглощением света в межзвёздном пространстве, принималось за действительное уменьшение звёздной плотности по всем направлениям от Солнца. В моделях Каптейна Солнце находилось в центре Галактики.

  В 1-й четверти 20 в. астрономы Гарвардской обсерватории (США) закончили обзор спектров сотен тысяч звёзд, а голландский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Ресселл обнаружили в это же время разделение звёзд поздних спектральных классов на гиганты и карлики и построили диаграмму «спектр — светимость», отражающую статистическую зависимость между спектром звезды и её светимостью. В 1918 американский астроном Х. Шепли нашёл, что центр системы шаровых скоплений расположен далеко от Солнца. Очевидно, что именно центр огромной системы шаровых скоплений (а не рядовая звезда — Солнце) должен совпадать с центром Галактики. Шепли определил направление на центр Галактики и оценил расстояние его от Солнца. В 1917 американские астрономы Дж. Ричи и Х. Кёртис обнаружили в туманностях, имеющих вид спиралей, неожиданно появляющиеся, а затем исчезающие слабые звёзды и определили, что это новые звёзды, аналогичные тем, которые время от времени наблюдаются в Галактике. Стало ясно, что спиральные туманности находятся на громадных расстояниях, вне Галактики, и имеют сравнимые с ней размеры. В 1924—26 американский астроном Э. Хаббл при помощи 2,5-м телескопа разложил (разрешил) на звёзды внешние области трёх спиральных туманностей, в том числе туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 американский астроном У. Бааде при помощи 5-м телескопа разрешил на звёзды несколько эллиптических туманностей и ядра упомянутых спиральных туманностей. Этим окончательно было доказано, что, помимо нашей Галактики, существуют др. звездные системы; их назвали галактиками.

  В 1927 голландский астроном Я. Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собственных движениях и лучевых скоростях звёзд обнаружил явление вращения, определил его основные характеристики. Направление на центр вращения совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений. В 1932 советский астроном К. Ф. Огородников развил теорию кинематики звёздных систем, в частности Галактики, в которой звёздная система рассматривается не просто как собрание отдельных движущихся звёзд, а как единая система, в движении которой участвует весь объём занимаемого ею пространства. В 1915—20 Дж. Джине и А. Эддингтон (Великобритания), а позднее В. А. Амбарцумян (СССР) и С. Чандрасекар (США) разработали основы звёздной динамики. Б. Линдблад (Швеция) вывел основные динамические соотношения для Галактики. В 1930 американский астроном Р. Трамплер, исследуя большое число рассеянных скоплений, определил, что их расстояния искажаются наличием поглощения света в межзвёздном пространстве, и оценил поглощение света для направлений, близких к плоскости симметрии Галактики. Хаббл исследовал распределение галактик по всему небу. Оказалось, что по мере приближения к галактическому экватору число наблюдаемых галактик быстро убывает, и вблизи галактического экватора (примерно между широтами —10° и +10°) галактик почти нет. Это показало, что поглощающая свет материя сосредоточена в сравнительно тонком слое у плоскости симметрии Галактики. В 1938—47 Амбарцумян установил, что поглощающая свет материя в Галактике имеет клочкообразную структуру.

  40-е гг. 20 в. характеризуются исследованиями, которые определили особенности распределения и кинематики звёзд различных типов. Выяснилось, что распределение и кинематика тесно связаны с проблемами происхождения и эволюции звёзд данного типа, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли. Амбарцумян обнаружил, что горячие звёзды-гиганты (спектральные классы 0 и В0 — В2) образуют группировки, получившие название звёздных ассоциаций. Звёздные ассоциации неустойчивы, следовательно входящие в их состав звёзды — молоды. Их возраст оказался равным 105—107 лет, т. е. намного меньше возраста Земли, Солнца, большей части звёзд Галактики, самой Галактики и др. галактик, который оценивается в миллиарды лет (до десяти миллиардов лет). Т. о., существование звёздных ассоциаций свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается.