ЗВАНБА-ЗВЁЗДЫ

ЗВАНБА Соломон Теймуркович [1809, с. Дранда, ныне Гульрипшский р-н Абх. АССР, - 25.10(6.11). 1855], первый абхазский этнограф, по профессии военный. Погиб в чине подполковника в сражении на Ингури во время Крымской войны 1853-56. Опубликовал ряд статей, посвящённых быту и верованиям абхазов.

Соч.: Этнографические этюды, под ред. и с предисловием Г. А. Дзидзария, Сухуми. 1955.
 
 

ЗВАНИЕ, в СССР устанавливаемое и присваиваемое компетентными организациями, учреждениями, предприятиями, колхозами наименование, свидетельствующее об официальном признании заслуг отд. лица или коллектива либо о профессиональной, служебной, научной или иной квалификации. Порядок установления 3., присвоения и лишения их, а также права и обязанности, связанные с различными 3., определяются законодательными и др. нормативными актами. Существуют 3. почётные (см. Звания почётные), воинские (см. Звания воинские), учёные, специальные, персональные, квалификационно-профессиональные, спортивные, академические, 3. лауреатов различных премий, конкурсов, 3. по итогам социалистического соревнования, лучшего работника по профессии, лучшего молодого специалиста и др. 3., установленные для прокурорско-следственных работников органов прокуратуры, именуются классными чинами, а для дипломатич. работников МИД, посольств и миссий СССР за границей - дипломатическими рангами.
 
 

ЗВАНИЯ ВОИНСКИЕ, звания, персонально присваиваемые каждому военнослужащему и военнообязанному вооружённых сил в соответствии с их служебным положением, военной или специальной подготовкой, принадлежностью к роду войск или виду службы, а также заслугами. 3. в. определяют старшинство во взаимоотношениях между военнослужащими. Появление 3. в. относится к 15- 16 вв. и связано с зарождением постоянных армий.

В России 3. в. впервые введены в образованном в сер. 16 в. стрелецком войске: стрелец, десятник, пятидесятник, сотник, полуголова (пятисотенный голова, или полуполковник, он же подполковник), голова приказа (командир полка, он же полковник), воевода - начальник стрелецкого отряда, стрелецкий голова- начальник, руководивший всеми стрелецкими частями города или уезда. Звания сохранялись только на время службы в стрелецком войске. В др. войсках до образования "полков иноземного строя" 3. в. совпадали с чинами гражд. службы (см. Чины, звания, титулы в России). Командный состав "полков иноземного строя" и иностранцы, состоявшие навоен. службе в рус. армии, имели 3. в. зап.-европ. типа (прапорщик, поручик, капитан или ротмистр в кавалерии, майор, подполковник, полковник, генерал-бригадир, генерал-майор, генерал-поручик, генерал).

В кон. 17 - нач. 18 вв. Пётр I ввёл в созданной им регулярной армии единую систему 3. в. (чинов) зап.-европ. типа, к-рые были окончательно оформлены Табелью о рангах от 24 янв. 1722. Большинство их просуществовало до 1917. Все 3. в. подразделялись по группам (ступеням) и классам (см. табл. 1).

Декретом Сов. пр-ва от 16 дек. 1917 старые чины, звания и титулы были упразднены. В первые годы существования Сов. гос-ва командиры в армии и на флоте различались по занимаемым должностям: командир взвода, роты, батальона, полка, нач. дивизии и т. д. Впервые 3. в. введены в Вооруж. Силах СССР постановлением ЦИК и СНК СССР от 22 сент. 1935 (см. табл. 2). Этим же постановлением введено звание Маршала Советского Союза.

Табл. 1.-Воинские звания по Табели о рангах
 

Классы	Сухопутные звания	Морские звания
4-я группа - генеральский и адмиральский состав
I	Генерал-фельдмаршал (1699)	Генерал-адмирал (1708)
II	Генерал-аншеф (1716-96). В 1796 заменён чинами генерал от инфантерии, кавалерии, артиллерии и инженер-генерал	Адмирал
III	Генерал-лейтенант (с 30-х гг. до кон. 18 в. наз. ген.-поручик)	Вице-адмирал
IV	Генерал-майор	Контр-адмирал
V	Бригадир (1722-99)	Капитан-командор (1722-99)
3-я группа - штаб-офицерский состав
VI	Полковник	Капитан 1-го ранга
VII	Подполковник. В казачьих войсках - войсковой старшина	Капитан 2-го ранга
VIII	Майор (1698-1884), с 1884 - капитан, ротмистр, есаул	Капитан-лейтенант (1698-1884), существовал также в 1909-1911, с 1911 - старший лейтенант
2-я группа - обер-офицерский состав
IX1	Капитан, ротмистр, есаул (до 1884), с мая 1884- штабс-капитан, штабс-ротмистр, подъесаул	Лейтенант (с 1885), а в 1909-11 и старший лейтенант

 
 

Классы	Сухопутные звания	Морские звания
Х2	Штабс-капитан (в 1705-98 наз. капитан-поручик), штабс-ротмистр, подъесаул (до 1884) , с мая 1884 - поручик, сотник	Лейтенант (до 1885), с 1885-мич-ман
XI	Поручик, сотник (до 1884)	Мичман (до 1885)
XII3	Подпоручик, с 1884 также корнет, хорунжий
XIII	Прапорщик (до 1884, позже только в военное время, в мирное-как офицер запаса), до 1884 также корнет, хорунжий
1-я группа - солдатский состав
	Подпрапорщик, подхорунжий (в казачьих войсках) - только в военное время
	Фельдфебель, вахмистр- (в кавалерии, казачьих войсках)	Фельдфебель , кондуктор (для специалистов)
	Старший и младший унтер-офицеры, фейерверкер и вице-фейерверкер (в артиллерии), урядник (в казачьих войсках)	Старший и младший унтер-офицеры
	Ефрейтор, бомбардир-наводчик (в артиллерии), приказный (в казачьих войсках)	Матрос 1-й статьи
	Рядовой, канонир (в артиллерии), казак	Матрос 2-й статьи

¹ С 1884 -VIII кл. ² С 1884. а для морских чинов с 1909 -IX кл. ³ С 1884, а для морских чинов с 1909-X кл.
 

Табл. 2.- Воинские звания согласно постановлению ЦИК и СНК СССР от 22 сентября 1935
Для рядового и командного состава		Для военно-политического состава войск и флота
Сухопутных и Воздушных Сил РККА	Морских Сил
Красноармеец Отделённый командир	Краснофлотец Отделённый командир
Младший комвзвод
Старшина	Старшина
Младший лейтенант1
Лейтенант	Лейтенант	Младший политрук1
Старший лейтенант	Старший лейтенант	Политрук
Капитан	Капитан-лейтенант	Старший политрук
Майор	Капитан 3-го ранга	Батальонный комиссар
Подполковник2		Старший батальонный комиссар2
Полковник	Капитан 2-го ранга	Полковой комиссар
Комбриг	Капитан 1-го ранга	Бригадный комиссар
Комдив	Флагман 2-го ранга	Дивизионный комиссар
Комкор	Флагман 1-го ранга	Корпусной комиссар
Командарм 2-го ранга	флагман флота 2-го ранга	Армейский комиссар 2-го ранга
Командарм 1-го ранга	флагман флота 1-го ранга	Армейский комиссар 1 -го ранга
1 Введено дополнительно 5 авг. 1937. 2 Введено дополнительно 1 сент. 1939.

Для воен.-технич. состава Сухопутных войск и ВВС постановлением ЦИК и СНК СССР от 22 сент. 1935 были установлены 3. в.: воентехник 2-го и 1-го рангов, военинженер 3-го, 2-го и 1-го рангов, бригинженер, дивинженер, коринженер, арминженер; в ВМФ: воентехник и военинженер те же, что и в Сухопутных войсках, а для высшего инженерного состава - инженер-флагман 3-го, 2-го и 1-го рангов, инженер-флагман флота. Для воен.-хоз. и адм. состава всех родов войск: техник-интендант 2-го и 1-го рангов, интендант 3-го, 2-го и 1-го рангов, бригинтендант, дивинтендант, коринтендант, арминтендант. Для воен.-мед. и воен.-вет. (с добавлением "вет") состава: военфельдшер, старший военфельдшер, военврач 3-го, 2-го и 1-го рангов, бригадный (дивизионный, корпусной, армейский) врач. Для воен.-юридич. состава: младший военюрист, воен-юрист, военюрист 3-го, 2-го и 1-го рангов, бригвоенюрист, диввоенюрист, корвоенюрист, армвоенюрист. 5 авг. 1937 были введены 3. в. младший воентехник и младший техник-интендант для Сухопутных войск и ВМФ.

Указами Президиума Верх. Совета СССР от 7 мая 1940 для высшего командного состава Красной Армии и ВМФ введены генеральские (генерал-майор, генерал-лейтенант, генерал-полковник, генерал армии) и адмиральские (контр-адмирал, вице-адмирал, адмирал, адмирал флота) 3. в. 2 нояб. 1940 введены 3. в.: ефрейтор, младший сержант, сержант и старший сержант.

В 1942-43 проведена унификация 3. в. и установлены единые персональные воинские звания. 21 мая 1942 введены гвардейские 3. в., и военнослужащие, получившие такое звание, стали именоваться - гвардии рядовой, гвардии капитан и т. д. 16 янв. и 9 окт. 1943 Указами Президиума Верх. Совета СССР введены 3. в. Гл. маршалов и маршалов авиации, артиллерии, бронетанковых, инж. войск и войск связи. 26 июня 1945 Указом Президиума Верх. Совета СССР установлено высшее воинское звание - Генералиссимус Советского Союза. 3 марта 1955 Указом Президиума Верх. Совета СССР введено высшее воинское звание в ВМФ - Адмирал Флота Советского Союза, а звание адмирал флота упразднено (восстановлено 28 апр. 1962). С 1 янв. 1972 в Сов. Армии, береговых частях и авиации ВМФ, пограничных и внутренних войсках введено 3. в. прапорщик, а на кораблях, судах, в береговых частях боевого обеспечения ВМФ и морских частях пограничных войск - звание мичман.

К З. в. маршалов и генералов родов войск и авиации добавляется соответствующее наименование (напр., ген.-майор артиллерии, генерал-лейтенант танковых войск, маршал авиации и т. д.). 3. в. офицеров, генералов и адмиралов с тех-нич. образованием имеют наименования: лейтенант технич. службы, капитан-лейтенант-инженер, полковник-инженер, генерал-майор-инженер и т. д. 3. в. сержантов и офицеров интендантской, медицинской, ветеринарной, адм. служб и юстиции имеют наименования этих служб (напр., сержант технич. службы, лейтенант интендантской службы, капитан адм. службы, полковник юстиции и т. д.).

Порядок присвоения 3. в.- рядовой, матрос, ефрейтор (старший матрос), сержант, старшина, прапорщик, мичман - определяется министром обороны СССР; 3. в. младшего и старшего офицерского состава присваиваются в порядке, установленном Советом Министров СССР; 3. в. генералов до генерала армии и адмирала включительно - Советом Министров СССР, а маршала рода войск, адмирала флота, Гл. маршала рода войск, Адмирала Флота Сов. Союза, Маршала Сов. Союза, Генералиссимуса Сов. Союза - Президиумом Верховного Совета СССР.

3. в. в армиях социалистич. стран - участников Варшавского договора в основном аналогичны званиям, установленным в Вооруж. Силах СССР, но имеют свои особенности.

В Болгарской народной армии 3. в. такие же, как в Сов. Вооруж. Силах. Высшее 3. в. в сухопутных войсках - Маршал Народной Республики Болгарии, в ВМФ - адмирал флота.

В Венгерской народной армии установлены 3. в.: рядовые - рядовой (sorkatona); младшие командиры - ефрейтор (orvezeto), младший сержант (tizedes), сержант (szakaszveze-to); подофицеры (tiszthelyette-sek) - старший сержант (ormester), старшина (torzsdrmester), главстаршина (fotorzsormester); офицеры - младший лейтенант (alhadnagy), лейтенант (hadnagy), старший лейтенант (fohadnagy), капитан (szazados); старшие офицеры - майор (ornagy), подполковник (alezredes), полковник (ezredes); генералы - генерал-майор (vezeornagy), генерал-лейтенант (altabornagy), генерал-полковник (vezerezredes).

В Национальной народной армии ГДР установлены 3. в. - в сухопутных войсках и ВВС: рядовые - солдат(Soldat, Flleger), ефрейтор (Gefreiter), штабс-ефрейтор (Stabsgefreiter); унтер-офицеры - унтер-офицер (Unter-offizier), унтер-фельдфебель (Unterfeld-webel), фельдфебель (Feldwebel), обер-фельдфебель (Oberfeldwebel), штабс-фельдфебель (Stabsfeldwebel); младшие офицеры - унтер-лейтенант (Unterleutnant), лейтенант (Leutnant), обер-лейтенант (Oberleutnant), капитан (Hauptmann); старшие офицеры - майор (Major), оберст-лейтенант (Oberstleutriant), оберет (Oberst); генералы - генерал-майор (Generalmajor), генерал-лейтенант (Generalleutnant), генерал-оберст (Generaloberst), армее-генерал (Armeegeneral); в ВМФ: рядовые - матрос (Matrose), обер-матрос (Obermatrose), штабс-матрос (Stabsmat-rose); унтер-офицеры - маат (Maat), обер-маат (Obermaat), майстер (Meister), обер-майстер (Obermeister), штабс-обер-майстер (Stabsobermeister);младшие офицеры - унтер-лейтенант цур зе (Unterleutnant zur See), лейтенант цур зе (Leutnant zur See), обер-лейтенант цур зе (Oberleutnant zur See), капитан-лейтенант (Kapitan-leutnant); старшие офицеры - корветтен-капитан (Korvettenkapitan), фрегаттен-капитан (Fregattenkapitan), капитан цур зе (Kapitan zur See); адмиралы - контр-адмирал (Konter-admiral), вице-адмирал (Vizeadmiral), адмирал (Admiral).
 

Табл. 3.- Перечень воинских званий военнослужащих Вооружённых Сил СССР на 1972
Советская Армия	Военно-Морской Флот
Солдаты	Матросы и солдаты
Рядовой Ефрейтор	Матрос, рядовой Старший матрос, ефрейтор
Сержанты	Старшиныи сержанты
Младший сержант	Старшина 2-й статьи, младший сержант
Сержант	Старшина 1-й статьи, сержант
Старший сержант	Главный старшина, старший сержант
Старшина	Главный корабельный старшина, старшина
Прапорщики и мичманы
Прапорщик	Мичман
Младшие офицеры
Младший лейтенант	Младший лейтенант
Лейтенант	Лейтенант
Старший лейтенант	Старший лейтенант
Капитан	Капитан-лейтенант, капитан
Старшие офицеры
Майор	Капитан 3-го ранга, майор
Подполковник	Капитан 2-го ранга, подполковник
Полковник	Капитан 1 -го ранга, полковник
Генералы, адмиралы и маршалы
Генерал-майор, генерал-майор авиации	Контр-адмирал, генерал-майор
Генерал-лейтенант, генерал-лейтенант авиации	Вице-адмирал, генерал-лейтенант
Генерал-полковник, генерал-полковник авиации	Адмирал, генерал-полковник
Маршал рода войск, маршал авиации, генерал армии	Адмирал флота
Главный маршал рода войск, Главный маршал авиации
Маршал Советского Союза	Адмирал Флота Советского Союза
Генералиссимус Советского Союза

В Войске Польском установлены 3. в.- в сухопутных войсках и ВВС: рядовые - рядовой (szeregowiec), старший рядовой (starszy szeregowiec); младшие подофицеры - капрал (kapral), старший капрал (starszy kapral), взводный (plutonowy); старшие подофицеры - сержант (sierzant), старший сержант (starszy sierzant), штабной сержант (sierzant sztabowy), старший штабной сержант (starszy sierzant sztabowy); хoрунжие - младший хорунжий (mlodszy chorazy), хорунжий (chorazy), старший хорунжий (starszy chorazy), штабной хорунжий (chorazy sztabowy), старший штабной хорунжий (starszy chorazy sztabowy); младшие офицеры - подпоручик (podporucznik), поручик (porucznik), капитан (kapitan); старшие офицеры - майор (major), подполковник (podpulkownik), полковник (pulkownik); генералы - генерал бригады (general brygady), генерал дивизии (general dywizji), генерал брони (general broni); Маршал Польши (Marszalek Polski); в ВМФ: рядовые - матрос (marynarz), старший матрос (starszy marynarz); младшие подофицеры - мат (mat), старший мат (starszy mat), боцманмат (bosmanmat); старшие подофицеры - боцман (bos-man), старший боцман (starszy bosman), штабной боцман (bosman sztabowy), старший штабной боцман (starszy bosman sztabowy); хорунжие - младший хорунжий флота (mlodszy chorqzy marynarki), хорунжий флота (chorqzy marynarki), старший хорунжий флота (starszy chorazy marynarki), штабной хорунжий флота (chorqzy sztabowy marynarki), старший штабной хорунжий флота (starszy sztabowy chorazy marynarki); младшие офицеры - подпоручик флота (podprucznik marynarki), поручик флота (porucznik marynarki), капитан флота (kapitan marynarki); старшие офицеры - командор подпоручик (komandor podporucznik), командор поручик (komandor porucznik), командор (komandor); адмиралы - контр-адмирал (kontradmiral), вице-адмирал (wiceadmi-rat), адмирал (admiral).

В Румынской народной армии установлены 3. в. - в сухопутных войсках и ВВС: рядовые - солдат (soldat), ефрейтор (fruntas), капрал (caporal), сержант (sergent), кроме того, в ВВС установлены 3. в. - мастер 4-го, 3-го, 2-го, 1-го класса (maistru de clasa a 4, а 3, а 2, а 1), главный мастер (maistru principal); подофицеры - старший сержант (sergent major), старшина (plutonier), главный старшина (plutonier major); младшие офицеры- младший лейтенант (sublocotenent), лейтенант (locotenent), старший лейтенант (locotenent major), капитан (capitan); старшие офицеры - майор (maior), подполковник (locotenent colonel), полковник (colonel); генералы - генерал-майор (general-maior), генерал-лейтенант (general-locotenent), генерал-полковник (general-colonel), генерал армии (general de armata); Маршал Социалистич. Республики Румынии; в ВМФ: рядовые - солдат флота (soldat de marina), ефрейтор флота (fruntas de marina), капрал флота (caporal de marina), сержант флота (sergent de marina), мастер 4-го, 3-ro, 2-го, 1-го класса (maistru de clasa a 4, a 3, a 2, a 1), главный мастер (maistru principal); подофицеры - старший сержант флота (sergent major de marina), старшина флота (plutonier de marina), главный старшина флота (plutonier major de marina), адъютант флота (adjutant de marina); младшие офицеры - младший лейтенант флота (sublocotenent de marina), лейтенант флота (locotenent de marina), старший лейтенант флота (locotenent major de marina), капитан-лейтенант (capitan-locotenent); старшие офицеры - капитан 3-го, 2-го, 1-го ранга (capitan de rangul 3, 2, 1); адмиралы - контрадмирал (contraamiral), вице-адмирал (viceamiral), адмирал (amiral).

В Чехословацкой народной армии установлены 3. в.: рядовые - воин (vojin); сержанты-ефрейтор (svobodnik), десятник (desatnik), взводный (cetar), ротный (rotny); прапорщики - ротмистр (rotmistr), надротмистр (nadrotmistr), подпрапорщик (podpraporcik), прапорщик (praporcik), надпрапорщик (nadpraporcik); младшие офицеры - подпоручик (podporucik), поручик (porucik), надпоручик (nadporucik), капитан (kapitan); старшие офицеры - майор (major), подполковник (podplukovnik), полковник (plukovnik); генералы - генерал-майор (general major), генерал-поручик (general porucik), генерал-полковник (general plukovnik), генерал армии (armadni general).

В вооруж. силах США установлены 3. в.: рядовые в сухопутных войсках - рекрут (recruit), рядовой (private), рядовой 1-го класса (private 1st class); в ВВС - рядовой, рядовой 3-го, 2-го, 1-го класса; в ВМС - матрос-рекрут (seaman recruit), матрос-ученик (apprentice seaman), матрос (seaman); в морской пехоте - рядовой, рядовой 1-го класса, младший капрал; сержанты в сухопутных войсках - капрал (corporal), сержант (sergeant), штаб-сержант (staff sergeant), сержант 1-го класса (sergeant 1st class), мастер-сержант (master sergeant), первый сержант (first sergeant), главный штаб-сержант (chief staff sergeant), главный мастер-сержант (chief master sergeant); в ВВС - штаб-сержант, техник-сержант, мастер-сержант, старший мастер-сержант, главный мастер-сержант; в ВМС - петти-офицер 3-го, 2-го класса (petty officer 3rd, 2nd class), чиф петти-офицер (chief petty officer), старший чиф петти-офицер (senior chief petty officer), мастер чиф петти-офицер (master chief petty officer); в морской пехоте - капрал, сержант, штаб-сержант, сержант-комендор, первый сержант, мастер-сержант , мастер-сержант-комендор, главный сержант; ворэнт -офицеры (warrant officer) - ворэнт-офицер 1-го класса (warrant officer 1st class), старший ворэнт-офицер 2-го, 3-го, 4-го класса (chief warrant officer 2nd, 3rd, 4th class); офицеры и генералы в сухопутных войсках, ВВС и морской пехоте - второй лейтенант (second lieutenant), первый лейтенант (first lieutenant), капитан (captain), майор (major), подполковник (lieutenant colonel), полковник (colonel), бригадный генерал (brigadier general), генерал-майор (major general), генерал-лейтенант (lieutenant general), генерал (general); высшие 3. в. в армии - генерал армии (general of the Army), в ВВС - генерал ВВС; офицеры и адмиралы в ВМС - энсайн (ensign), младший лейтенант (lieutenant junior grade), лейтенант, лейтенант-командер (lieutenant commander), командер (commander), кэптен (captain), контр-адмирал (rearadmiral), вице-адмирал (vice-admiral), адмирал (admiral), адмирал флота (fleet admiral).

В вооруж. силах Великобритании установлены 3. в.: солдаты в сухопутных войсках - рядовой 4-го, 3-го, 2-го, 1-го класса (private class IV, III, II,I); в ВВС - рядовой 2-го, 1-го класса (aircraftman, leading aircraftman), старший рядовой (senior aircraftman); в ВМС (морской пехоте) - младший специалист (матрос) (ordinary, marine 2nd class), специалист (матрос) (able, marine 1st class); сержанты в сухопутных войсках - младший капрал (lance-corporal class III, II, I,), капрал (corporal class II, I.), сержант (sergeant), штаб-сержант (staff-sergeant), ворэнт-офицер 2-ro, 1-го класса (warrant officer class II, I,); в BBC - младший техник (junior technician), капрал, сержант, старший техник (chief technician), флайт-сержант (flight sergeant), ворэнт-офицер; в ВМС (морской пехоте) - старший специалист (leading corporal), старшина (petty officer, sergeant), главный старшина (chief petty officer, colour sergeant); офицеры в сухопутных войсках - 2-й лейтенант (second lieutenant), лейтенант (lieutenant), капитан (captain), майор (major), подполковник (lieutenant colonel), полковник (colonel); в ВВС - младший лейтенант (pilot officer), лейтенант (flying officer), капитан (flight lieutenant), майор (squadron leader), подполковник (wing commander), полковник (group captain); в BMC - младший лейтенант, лейтенант, лейтенант-коммандер (lieutenant-commander), коммандер (commander), кэптен (captain); генералы в сухопутных войсках - бригадир (brigadier), генерал-майор (major-general), генерал-лейтенант (lieutenant-general), генерал (general), фельдмаршал (Field Marshal); в ВВС - коммодор авиации (air commodore), вице-маршал авиации (air vice-marshal), маршал авиации (air marshal), главный маршал авиации (air chief marshal), маршал королевских ВВС (Marshal of the Royal Air Force); в BMC - коммодор (commodore), контр-адмирал (rear-admiral), вице-адмирал (vice-admiral), адмирал (admiral), адмирал флота (admiral of the fleet). 3. в. офицеров и генералов в морской пехоте соответствуют званиям в сухопутных войсках.

В вооруж. силах Франции установлены 3. в.: солдаты в сухопутных войсках и ВВС - рядовой 2-го, 1-го класса (soldat de 2^е, de 1^е classe), капрал (caporal), старший капрал (caporal-chef); в ВМС - матрос (matelot), матрос-специалист (mаtelot brevete), старший матрос 2-й, 1-й статьи (matelot brevete de 2^е, de 1^е classe); унтер-офицеры в сухопутных войсках и ВВС - сержант (sergent), старший сержант (sergent-chef), главный сержант (sergent-major), старшина (adjudant), главный старшина (adjudant-chef), аспирант (aspirant); в ВМС-старшина 2-й, 1-й статьи (second maitre 2^е, 1^е classe), старшина (maitre), первый старшина (premier maitre), главный старшина (maitre principal), аспирант (aspirant); офицеры в сухопутных войсках и ВВС - младший лейтенант (sous lieutenant), лейтенант (lieutenant), капитан (capitainе), майор (commandant), подполковник (lieutenant-colonel), полковник (colonel); в ВМС - мичман 2-го, 1-го класса (enseigne de vasseau 2^е, 1^е classe), лейтенант (lieutenant), капитан корвета (capitaine de corvette), капитан фрегата (capitain de fregate), капитан корабля (capitain de vaisseau); генералы в сухопутных войсках и ВВС - бригадный генерал (general de brigade), дивизионным генерал (general de division), корпусный генерал (general de corps d'armee), армейский генерал (general d'armec), Маршал Франции (mаrechal de France); адмиралы - контр-адмирал (contre-amiral), вице-адмирал (vice-amiral), вице-адмирал эскадры (vice-amiral d'escadre), адмирал (amiral).

В вооруж. силах ФРГ установлены 3. в.: солдаты в сухопутных войсках и ВВС - рядовой (Grenadier, Jаger, Panzcrschutzе, в ВВС - Fliegcr), ефрейтор (Gеfreitor), обер-ефрейтор (Obergefrеiter), хаупт-ефрейтор (Hauptgefreiter); в ВМС - матрос (Matrose), ефрейтор; унтер-офицеры в сухопутных войсках и ВВС - унтер-офицер (Unteroffizier), штабс-унтер-офицер (Stabsunteroffizier), фельдфебель (Feldwebel), обер-фельдфебель (Oberfeldwebel), хаупт-фельдфебель (Hauptfeldwebel), штабс-фельдфебель (Stabsf'eldwebel), обер-штабс-фельдфебель (Oberstabsfeldwebel); в BMC-маат (Maat), обермаат (Obermaat), боцман (Bootsmann), обер-боцман (Oberbootsmann), штабс-боцман (Stabsbootsmann), обер-штабс-боцман (Oberstabsbootsmann); офицеры в сухопутных войсках и ВВС - лейтенант (Leutnant), обер-лейтенант (Obеrleutnant), капитан (Hauptmann), майор (Major), оберст-лейтенант (Obеrstleutnant), оберет (Oberst); в ВМС - лейтенант цур зе (Leutnant zur See), оберлейтенант цур зе (Oberleutnant zur See), капитан-лейтенант (Kapitanleutnant), корветтен-капитан (Korvettenkapitan ), фрегаттен-капитан (Fregattenkapitan), капитан цур зе (Kapitan zur See); генералы в сухопутных войсках и ВВС - бригадный генерал (Brigadеgеneral), генерал-майор (Generalmajor), генерал-лейтенант (Generalleutnant), генерал (General): адмиралы - адмирал флотилии (Flottillenadmiral), контрадмирал (Kontеradmiral), вице-адмирал (Vizеadmiral), адмирал (Admiral).

Лит.: Свод законов Российской империи, дополненный по Продолжениям 1906, 1908, 1909, 1910 гг. и позднейшим узаконениям 19il и 1912 гг., 2 изд.. кн. I, т. 3, кн. 1.СПБ, 1913, ст. 244 п приложения, с. 608. 1739; Свод военных постановлении 1869, 1,4 изд.], кн. 7, СПБ, 1892: Свод морскпх постановлений, кн. 8, изд. 1886, СПБ, 1887; Глиноецкий Н. П.. Исторический очерк развития офицерских чинов и системы чинопроизводства в русской армии, "Военный сборник", 1887, № 4; Сборник законов СССР и указов Президиума Верховного Совета СССР 1938 - 1961, М.. 1961; Закон СССР о всеобщей воинской обязанности, М.. 1967; Устав внутренней службы Вооруженных Сил Союза ССР, М., 1969. А. Д. Килешов.

ЗВАНИЯ ПОЧЁТНЫЕ, в СССР одна из форм признания государством и обществом заслуг отличившихся граждан и коллективов. Согласно Конституции СССР, к компетенции Президиума Верховного Совета СССР относится установление и присвоение 3. п. СССР: Герой Советского Союза, Герой Социалистического Труда, Город-герои и Крепость-герой, Лётчик-космонавт СССР. Мать-героиня (учреждено 8 июля 1944), Народный артист СССР (6 септ. 1936), Народный архитектор СССР (12 авг. 1967), Народный художник СССР (16 июля 1943), Заслуженный военный лётчик СССР (26 янв. 1965), Заслуженный военный штурман СССР (26 янв. 1965), Заслуженный лётчик-испытатель СССР (14 авг. 1958), Заслуженный штурман-испытатель СССР (14 авг. 1958), Заслуженный пилот СССР (30 сент. 1965), Заслуженный штурман СССР (30 сент. 1965). Лицам, удостоенным Ленинской премии или Государственной премии СССР в области пауки и техники, лит-ры, иск-ва и архитектуры, присваиваются звания лауреатов этих премий. К числу 3. п. в Вооруж. Силах СССР относятся гвардейские звания (см. Гвардия советская) и воинские почётные наименования. В ряде отраслей нар. х-ва для поощрения работников, достигших высокого уровня мастерства, им присваиваются соответствующими министерствами совместно с ЦК профсоюза такие 3. п., как Почётный горняк, Почётный металлург, Почётный шахтёр и др. Примерным уставом колхоза 1969 предусмотрено присвоение званий Заслуженный колхозник и Почётный колхозник. Присвоение театрам и художественным коллективам 3. п. "академический" производится Министерством культуры СССР. В области спорта существуют 3. п., присваиваемые Комитетом по физкультуре и спорту при Совете Министров СССР: Заслуженный мастер спорта СССР (учреждено 27 мая 1934) и Заслуженный тренер СССР (24 марта 1956).

В соответствии с Конституциями союзных и авт. республик установление 3. п. соответствующих республик и присвоение их относится к компетенции Президиумов Верховных Советов этих республик. Установлены н присваиваются Президиумами Верховных Советов союзных республик следующие 3. п. (коллективные и персональные):

Заслуженный ансамбль, установлено в Груз. ССР (16 мая 1959), Арм. ССР (25 нояб. 1950), Эст. ССР (24 июня 1961). Заслуженный коллектив, установлено в Груз. ССР (28 февр. 1968), Азерб. ССР (13 июня 1958), Молд. ССР (30 нояб. 1955), Латв. ССР (9 февр. 1956), Арм. ССР (13 апр. 1963). Заслуженный оркестр, установлено в Эст. ССР (24 июня 1961). Заслуженный хор, установлено в Эст. ССР (24 июня 1961). Заслуженный художественный коллектив, установлено в Туркм. ССР (5 нояб. 1965).Заслуженный агроном, установлено в РСФСР (28 янв. 1954), УССР (9 дек. 1953), Узб. ССР (19 апр. 1948), Казах. ССР (26 апр. 1949), Груз. ССР (28 нояб. 1953), Азерб. ССР (10 дек. 1951), Литов. ССР (4 авг. 1954), Молд. ССР (28 нояб. 1951), Латв. ССР (22 янв. 1954), Кирг. ССР (3 апр. 1951), Тадж. ССР (15 янв. 1951), Арм. ССР (15 дек. 1953), Туркм. ССР (25 нояб. 1948), Эст. ССР (17 апр. 1954).

Заслуженный артист, установлено в РСФСР (10 авг. 1931), УССР (13 япв. 1934), БССР (4 июля 1940), Узб. ССР (16 февр. 1940), Казах. ССР (2 июня1940), Груз. ССР (27 мая 1936), Азерб. ССР (28 июля 1928), Литов. ССР (26 апр. 1941), Молд. ССР (14 марта 1941), Латв. ССР (20 февр. 1941), Кирг. ССР (10 янв.1939), Тадж. ССР (28 марта 1939), Арм. ССР (23 окт. 1931), Туркм. ССР (28 февр. 1940), Эст. ССР (31 марта 1941). Заслуженный архитектор, установлено в РСФСР (7 марта 1968), УССР (10 окт. 1969), БССР (14 июня 1968), Узб. ССР (12 марта 1971), Казах. ССР (29 янв. 1968), Груз. ССР (10 окт. 1967), Литов. ССР (29 апр.1969), Латв. ССР (25 июля 1968), Кирг. ССР (30 нояб. 1970), Арм. ССР (12 янв. 1968), Эст. ССР (28 окт. 1967).3аслуженный библиотекарь, установлено в Груз. ССР (10 июня 1961) и Арм. ССР (29 нояб. 1957). Заслуженный бухгалтер, установлено в Груз. ССР (9 япв. 1968) и Арм. ССР (15 марта 1972).Заслуженный ветеринарный врач, установлено в РСФСР (16 июня 1949), Узб. ССР (18 марта 1971), Казах. ССР (4 авг. 1947), Груз. ССР (5 мая 1949), Азерб. ССР (11 июля 1949), Литов. ССР (13 авг. 1949), Молд. ССР (20 мая 1949), Латв. ССР (16 июня 1949), Кирг. ССР (8 дек. 1947), Тадж. ССР (6 июля 1949), Арм. ССР (26 мая 1949), Туркм. ССР (25 нояб. 1948), Эст. ССР (4 нояб. 1949).

Заслуженный винодел, установлено в Груз. ССР (5 июня 1961) и Молд. ССР (29 нояб. 1957). Заслуженный водитель автотранспорта, установлено в Тадж. ССР (20 июля 1963).Заслуженный врач, установлено в РСФСР (11 янв. 1940), УССР (4 мая 1940), БССР (4 июля 1940), Узб. ССР (16 февр. 1940), Казах. ССР (2 июня 1940), Груз. ССР (15 февр. 1940), Азерб. ССР (28 февр. 1940), Литов. ССР (26 апр.1941), Молд. ССР (14 марта 1941), Латв. ССР (20 февр. 1941), Кирг. ССР (14 апр. 1940), Тадж. ССР (28 апр. 1940), Арм. ССР (2 марта 1940), Туркм. ССР (28 февр. 1940), Эст. ССР (31 марта 1941). 3аслуженный геолог. установлено в РСФСР (21 мая 1970), УССР (10 окт. 1969), Узб. ССР (23 дек. 1965), Груз. ССР (1 апр. 1967), Латв. ССР (25 июля 1968), Тадж. ССР (10 дек. 1962), Арм. ССР (10 июля 1961). Заслуженный геологоразведчик, установлено в Туркм. ССР (29 июля 1964).Заслуженный геолог-разведчик, установлено в БССР (22 июля 1968) и Казах. ССР (17 дек. 1960).Заслуженный гидротехник, установлено в Казах. ССР (14 окт. 1970). Заслуженный горняк, установлено в Казах. ССР (3 февр. 1961).

Заслуженный деятель искусств, установлено в РСФСР (10 авг. 1931), УССР (13 япв. 1934), БССР (4 июля 1940), Узб. ССР (28 июня 1961), Казах. ССР (2 июня 1940), Груз. ССР (27 мая 1936), Азерб. ССР (25 марта 1928), Литов. ССР (26 апр. 1941), Молд. ССР (14 марта 1941), Латв. ССР (20 февр. 1941), Кпрг. ССР (10 янв. 1939), Тадж. ССР (28 марта 1939), Арм. ССР (23 окт. 1931), Туркм. ССР (28 февр. 1940), Эст. ССР (31 марта 1941).

Заслуженный деятель культуры, установлено в Литов. ССР (11 апр. 1957), Латв. ССР (4 июля 1945), Арм. ССР (7 марта 1967), Эст. ССР (24 июня 1961). Заслуженный деятель науки, установлено в РСФСР (10 авг. 1931), УССР (13 янв. 1934), БССР (4 июля 1940), Узб. ССР (29 февр. 1964), Казах. ССР (2 июня 1940), Груз. ССР (27 мая 1936), Азерб. ССР (25 марта 1928), Литов. ССР (26 апр. 1941), Молд. ССР (14 марта 1941), Латв. ССР (20 февр. 1941), Кирг. ССР (17 дек. 1940), Тадж. ССР (28 марта 1939), Арм. ССР (23 окт. 1931), Туркм. ССР (28 февр. 1940), Эст. ССР (31 марта 1941).

Заслуженный деятель науки и техники, установлено в РСФСР (10 авг. 1931), БССР (4 июля 1940), Узб. ССР (16 февр. 1940), Груз. ССР (25 апр. 1940), Азерб. ССР (25 марта 1928), Литов. ССР (26 апр. 1941), Молд. ССР (14 марта 1941), Латв. ССР (20 февр. 1941), Тадж. ССР (28 марта 1939), Арм. ССР (23 окт. 1931), Туркм. ССР (28 февр. 1940).

Заслуженный деятель спорта, установлено в Эст. ССР (26 окт. 1963). Заслуженный деятель физической культуры, установлено в БССР (24 янв. 1967).Заслуженный деятель физической культуры и спорта, установлено в Груз. ССР (21 июля 1961), Азерб. ССР (26 марта 1962), Литов. ССР (7 февр. 1962), Молд. ССР (19 июля 1966), Латв. ССР (19 февр. 1965), Арм. ССР (3 дек. 1965). Заслуженный дорожник, установлено в Тадж. ССР (20 июля 1963). Заслуженный животновод, установлено в Узб. ССР (23 марта 1960) и Азерб. ССР (14 мая 1964).

Заслуженный журналист, установлено в Груз. ССР (4 июля 1968), Литов. ССР (30 дек. 1966), Арм. ССР (2 мая 1971), Эст. ССР (10 сент. 1966). Заслуженный землеустроитель, установлено в РСФСР (19 дек. 1967), Узб. ССР (16 апр. 1952), Кирг. ССР (22 мая 1958), Тадж. ССР (5 нояб. 1954), Туркм. ССР (25 нояб. 1948).Заслуженный зоотехник, установлено в РСФСР (16 июня 1949), УССР (19 мая 1949), Узб. ССР (18 марта 1971), Казах. ССР (4 авг. 1947), Груз. ССР (5 мая 1949), Азерб. ССР (11 июля 1949), Литов. ССР (13 авг. 1949), Молд. ССР (20 мая 1949), Латв. ССР (16 июня 1949), Кирг. ССР (8 дек. 1947), Тадж. ССР (6 июля 1949), Арм. ССР (26 мая 1949), Туркм. ССР (25 нояб. 1948), Эст. ССР (4 нояб. 1949).

Заслуженный изобретатель, установлено в РСФСР (20 апр. 1961), УССР (17 мая 1960), БССР (9 окт. 1959), Узб. ССР (8 дек. 1959), Казах. ССР (12 янв. 1960), Груз. ССР (11 сент. 1959), Азерб. ССР (9 окт. 1959), Литов. ССР (9 сент. 1960), Молд. ССР (28 мая 1959), Латв. ССР (16 авг. 1960), Кирг. ССР (26 мая 1960), Тадж. ССР (5 сент. 1959), Арм. ССР (7 марта 1960), Туркм. ССР (30 июня 1960), Эст. ССР (2 сент.1960).

Заслуженный инженер, установлено в Узб. ССР (27 сент. 1966), Груз. ССР (6 апр. 1960), Азерб. ССР (18 апр. 1959), Литов. ССР (17 янв. 1962), Молд. ССР (19 июля 1966), Тадж. ССР (12 июня 1963), Арм. ССР (8 июня 1961), Эст. ССР (24 июня 1961).

Заслуженный ирригатор, установлено в Узб. ССР (19 апр. 1948), Азерб. ССР (18 апр. 1959), Кирг. ССР (3 апр. 1951), Тадж. ССР (15 янв. 1951), Арм. ССР (30 апр. 1957), Туркм. ССР (25 нояб. 1948).

Заслуженная ковровщица, установлено в Туркм. ССР (21 дек. 1943).

Заслуженный лесовод, установлено в РСФСР (28 дек. 1960), УССР (4 дек. 1958), БССР (16 марта 1963), Узб. ССР (15 сент. 1970), Казах. ССР (27 февр. 1962), Груз. ССР (8 июня 1961), Азерб. ССР (14 мая 1959), Литов. ССР (30 сент. 1964), Молд. ССР (26 мая1960), Латв. ССР (19 февр. 1965), Тадж. ССР (17 сент. 1966), Арм. ССР (7 янв. 1961), Туркм. ССР (6 окт. 1971), Эст. ССР (29 янв. 1966).

Заслуженный мастер, установлено в Латв. ССР (26 окт. 1956).

Заслуженный мастер животноводства, установлено в Кирг. ССР (30 нояб. 1970).

Заслуженный мастер земледелия, установлено в Кирг. ССР (30 ноября 1970).

Заслуженный мастер народного творчества, установлено в УССР (3 дек. 1958).

Заслуженный мастер профессионально-технического образования, установлено в РСФСР (18 июля 1956), Груз. ССР (26 сент. 1956), Азерб. ССР (19 сент. 1956), Литов. ССР (9 окт. 1956), Молд. ССР (31 окт. 1956), Тадж. ССР (18 дек. 1956), Арм. ССР (31 окт. 1956), Туркм. ССР (21 сент. 1956), Эст. ССР (27 окт. 1956).

Заслуженный машиностроитель, установлено в УССР (10 окт. 1969).

Заслуженный мелиоратор, установлено в РСФСР (7 июля 1966), УССР (25 авг. 1966), БССР (7 марта 1963), Груз. ССР (7 июня 1961), Литов. ССР (23 июня 1965), Латв. ССР (9 авг. 1956).

Заслуженный металлург, установлено в УССР (6 февр. 1958), Казах. ССР (3 февр. 1961), Азерб. ССР (18 апр. 1959).

Заслуженный механизатор, установлено в Эст. ССР (17 авг. 1966).

Заслуженный механизатор сельского хозяйства, установлено в РСФСР (28 дек. 1960), Узб. ССР (27 сент. 1966), Груз. ССР (28 нояб. 1957), Азерб. ССР (6 июня 1957), Молд. ССР (27 окт. 1955), Латв. ССР (6 мая 1963), Кирг. ССР (30 нояб. 1970), Тадж. ССР (5 нояб. 1954), Туркм. ССР (25 нояб. 1948).

Заслуженный нефтяник, установлено в Узб. ССР (24 июня 1964), Казах. ССР (23 марта 1966), Туркм. ССР (19 февр. 1964).

Заслуженный овцевод, установлено в Азерб. ССР (14 мая 1964).

Заслуженный писатель, установлено в Эст. ССР (31 марта 1941).

Заслуженный полиграфист, установлено в Азерб. ССР (20 окт. 1966), Латв. ССР (6 марта 1948), Эст. ССР (15 дек. 1965.).

Заслуженный преподаватель, установлено в Латв. ССР (29 нояб. 1963).

Заслуженный провизор, установлено в Груз. ССР (28 февр. 1961) и Туркм. ССР (27 марта 1968).

Заслуженный работник автомобильного транспорта, установлено в Узб. ССР (27 сент. 1966).

Заслуженный работник автотранспорта и шоссейных дорог, установлено в Туркм. ССР (23 сент. 1969).

Заслуженный работник бытового обслуживания, установлено в Груз. ССР (20 сент. 1967) и Эст. ССР (25 янв. 1967).

Заслуженный работник бытового обслуживания населения, установлено в БССР (6 мая 1970), Латв. ССР (29 мая 1969), Арм. ССР (27 марта 1968).

Заслуженный работник высшей школы, установлено в УССР (10 окт. 1969), БССР (29 окт. 1971), Казах. ССР (27 марта 1970).

Заслуженный работник газовой промышленности, установлено в Узб. ССР (24 июня 1964) и Туркм. ССР (11 авг. 1970).

Заслуженный работник геологии, установлено в Литов. ССР (26 февр. 1969).

Заслуженный работник геологической службы, установлено в Кирг. ССР (30 нояб. 1970).

Заслуженный работник здравоохранения, установлено в БССР (29 окт. 1971), Литов. ССР (24 июня 1964), Латв. ССР (27 апр. 1972).

Заслуженный работник культурно-просветительной работы, установлено в Литов. ССР (11 июля 1960).

Заслуженный работник культуры, установлено в РСФСР (26 мая 1964), УССР (15 окт. 1965), БССР (29 окт. 1971), Узб. ССР (27 сент. 1966), Казах. ССР (10 янв. 1966), Груз. ССР (13 мая 1967), Азерб. ССР (27 февр.1967), Молд. ССР (5 мая 1958), Кирг. ССР (15 мая 1968), Тадж. ССР (9 нояб. 1964), Туркм. ССР (24 марта 1958).

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

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

Заслуженный работник пищевой промышленности, установлено в Туркм. ССР (16 окт. 1968),

Заслуженный работник промышленности, установлено в УССР (10 окт. 1969), БССР (29 окт. 1971), Казах. ССР (27 марта 1970), Груз. ССР (16 нояб. 1970), Литов. ССР (28 окт. 1964), Латв. ССР (19 февр. 1965), Кирг. ССР (30 нояб. 1970), Эст. ССР (25 авг. 1967).

Заслуженный работник профессионально-технического образования, установлено в УССР (10 окт. 1969), БССР (29 окт. 1971), Казах. ССР (27 марта 1970), Кирг. ССР (30 нояб. 1970).

Заслуженный работник связи, установлено в Латв. ССР (19 февр. 1965).

Заслуженный работник сельского хозяйства, установлено в УССР (10 окт. 1969), БССР (29 окт. 1971), Казах. ССР (27 марта 1960), Груз. ССР (16 нояб. 1970), Литов. ССР (30 авг. 1962), Латв. ССР (19 февр. 1965).

Заслуженный работник службы быта, установлено в УССР (10 окт. 1969), Казах. ССР (27 марта 1970), Литов. ССР (23 февр. 1966), Тадж. ССР (26 июня 1970).

Заслуженный работник торговли, установлено в РСФСР (15 июня 1966), УССР (21 июля 1966), Узб. ССР (27 сент. 1966), Казах. ССР (27 марта 1970), Груз. ССР (17 марта 1966), Азерб. ССР (28 июня 1966), Литов. ССР (15 мая 1965), Молд. ССР (19 июля 1966), Тадж. ССР (29 янв. 1966), Эст. ССР (26 июня 1965).

Заслуженный работник торговли и бытового обслуживания , установлено в Кирг. ССР (30 нояб. 1970).

Заслуженный работник торговли и общественного питания, установлено в БССР (7 февр. 1966), Латв. ССР (19 февр. 1965), Арм. ССР (4 мая 1966), Туркм. ССР (16 нояб. 1965).

Заслуженный работник транспорта, установлено в УССР (10 окт. 1969), БССР (29 окт. 1971), Казах. ССР (27 марта 1970), Груз. ССР (16 нояб. 1970), Литов. ССР (26 мая 1965), Латв. ССР (19 февр. 1965), Кирг. ССР (30 нояб. 1970), Арм. ССР (7 окт. 1970), Эст. ССР (28 сент. 1966).

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

Заслуженный рационализатор, установлено в РСФСР (20 апр. 1961), УССР (17 мая 1960), БССР (9 окт. 1959), Узб. ССР (8 дек. 1959), Казах. ССР (12 янв. 1960), Груз. ССР (11 сент. 1959), Азерб. ССР (9 окт. 1959), Литов. ССР (9 сент. 1960), Молд. ССР (28 мая 1959), Латв. ССР (16 авг.1960), Кирг. ССР (26 мая 1960), Тадж. ССР (5 сент. 1959), Арм. ССР (7 марта 1960), Туркм. ССР (30 июня 1960), Эст. ССР (2 сент. 1960).

Заслуженный рыбак, установлено в Латв. ССР (19 февр. 1965), Туркм. ССР (22 июля 1966), Эст. ССР (26 июня 1965).

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

Заслуженный связист, установлено в РСФСР (21 апр. 1972), УССР (10 окт. 1969), БССР (15 дек. 1965), Узб. ССР (27 сент. 1966), Казах. ССР (30 июня 1965), Груз. ССР (14 апр. 1967), Азерб. ССР (16 июля 1965), Литов. ССР (24 мая 1967), Кирг. ССР (27 авг. 1965), Тадж. ССР (7 апр. 1965), Арм. ССР (29 июня 1967), Туркм. ССР (30 апр. 1969), Эст. ССР (29 апр. 1967).

Заслуженный строитель, установлено в РСФСР (6 июля 1961), УССР (4 авг. 1958), БССР (11 июля 1960), Узб. ССР (9 авг. 1957), Казах. ССР (13 авг. 1960), Груз. ССР (25 апр. 1967), Азерб. ССР (18 апр. 1959), Литов. ССР (10 авг. 1960), Молд. ССР (9 авг. 1958), Латв. ССР (13 авг. 1960), Кирг. ССР (12 авг. 1961), Тадж. ССР (8 окт. 1958), Арм. ССР (30 апр. 1957), Туркм. ССР (21 апр. 1961), Эст. ССР (13 авг. 1960).

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

Заслуженный учитель, установлено в УССР (10 окт. 1969), БССР (13 июня 1966), Узб. ССР (16 февр. 1940), Казах. ССР (27 марта 1970), Груз. ССР (13 июня 1967), Азерб. ССР (18 апр. 1959), Литов. ССР (26 апр. 1941), Латв. ССР (20 февр. 1941), Кирг. ССР (30 нояб. 1970), Арм. ССР (12 июня 1958), Эст. ССР (24 июня 1961).

Заслуженный учитель профессионально-технического образования, установлено в РСФСР (18 июля 1956), Груз. ССР (26 сент. 1956), Литов. ССР (9 окт. 1956), Молд. ССР (31 окт. 1956), Арм. ССР (31 окт. 1956), Туркм. ССР (21 сент. 1956), Эст. ССР (27 окт. 1956).

Заслуженный учитель школы, установлено в РСФСР (11 янв. 1940), Молд. ССР (14 марта 1941), Тадж. ССР (28 апр. 1940), Туркм. ССР (28 февр. 1940).

Заслуженный фармацевт, установлено в Узб. ССР (27 сент. 1968), Казах. ССР (12 мая 1965), Тадж. ССР (13 окт. 1965).

Заслуженный химик, установлено в Казах. ССР (18 сент. 1964). Заслуженный хлопкороб, установлено в Узб. ССР (24 дек. 1963). Заслуженный художник, установлено в РСФСР (10 сент. 1960), УССР (21 марта 1972), Груз. ССР (24 апр. 1961), Азерб. ССР (15 апр. 1964), Арм. ССР (7 янв. 1961), Эст. ССР (24 июня 1961).

Заслуженный шахтёр, установлено в РСФСР (1 марта 1966), УССР (6 февр. 1958), Кирг. ССР (30 нояб. 1970), Эст. ССР (4 июня 1965).

Заслуженный экономист, установлено в БССР (6 нояб. 1970), Узб. ССР (20 марта 1967), Казах. CCР (24 нояб. 1965), Груз. ССР (23 авг. 1961), Азерб. ССР (9 июня 1964), Литов. ССР (28 окт. 1964), Молд. ССР (19 июля 1966), Латв. ССР (28 июля 1966), Кирг. ССР (22 авг. 1966), Тадж. ССР (29 сент. 1966), Арм. ССР (27 июня 1964), Туркм. ССР (14 февр. 1967), Эст. ССР (28 окт. 1967).

Заслуженный энергетик, установлено в РСФСР (11 дек. 1970), УССР (16 дек. 1960), БССР (24 дек. 1970), Узб. ССР (21 дек. 1970), Казах. ССР (22 дек. 1966), Кирг. ССР (30 нояб. 1970), Тадж. ССР (30 дек. 1966), Арм. ССР (29 февр. 1968), Туркм. ССР (5 янв. 1970), Эст. ССР (28 окт. 1967).

Заслуженный юрист, установлено в РСФСР (20 июня 1966), УССР (18 янв. 1966), БССР (31 янв. 1966), Узб. ССР (28 янв. 1966), Казах. ССР (15 дек. 1966), Груз. ССР (28 июня 1963), Азерб. ССР (28 янв. 1966), Литов. ССР (26 мая 1965), Молд. ССР (19 июля 1966), Латв. ССР (26 февр. 1966), Кирг. ССР (24 марта 1966), Тадж. ССР (29 янв. 1966), Арм. ССР (15 мая 1965), Туркм. ССР (16 марта 1966), Эст. ССР (28 апр. 1966).

Мастер бахчеводства, установлено в Туркм. ССР (3 апр. 1967).

Мастер-виноградарь, установлено в Азерб. ССР (14 мая 1964). Мастер животноводства, установлено в Тадж. ССР (24 июня 1961). Macтep-кукурузовод, установлено в Азерб. ССР (14 мая 1964).

Мастер машинной уборки хлопка, установлено в Азерб. ССР (26 нояб. 1960).

Мастер нефти, установлено в Азерб. ССР (19 авг. 1940).

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

Мастер овощеводства, установлено в Туркм. ССР (3 апр. 1967).

Мастер полива, установлено в Азерб. ССР (3 февр. 1960).

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

Мастер-садовод, установлено в Тадж. ССР (17 февр. 1959).

Мастер табака, установлено в Азерб. ССР (3 февр. 1960).

Мастер хлопка, установлено в Азерб. ССР (23 мая 1940), Тадж. ССР (25 янв. 1947), Туркм. ССР (21 февр. 1964).

Мастер чая, установлено в Азерб. ССР (3 февр. 1960).

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

Народный артист, установлено в РСФСР (10 авг. 1931), УССР (13 янв. 1934), БССР (4 июля 1940), Узб. ССР (16 февр. 1940), Казах. ССР (2 июня 1940), Груз. ССР (27 мая 1936), Азерб. ССР (28 июля 1928), Литов. ССР (26 апр.1941), Молд. ССР (14 марта 1941), Латв. ССР (20 февр. 1941), Кирг. ССР (10 янв. 1939), Тадж. ССР (28 марта 1939), Арм. ССР (23 окт. 1931), Туркм. ССР (28 февр. 1940), Эст. ССР (31 марта 1941).

Народный певец (гафиз), установлено в Тадж. ССР (5 февр. 1947).

Народный писатель, установлено в БССР (27 марта 1956), Узб. ССР (3 мая 1963), Азерб. ССР (26 марта 1960), Литов. ССР (6 апр. 1957), Латв. ССР (4 июля 1945), Кирг. ССР (20 июня 1968), Туркм. ССР (18 апр. 1966), Эст. ССР (31 марта 1941).

Народный поэт, установлено в БССР (27 марта 1956), Узб. ССР (3 мая 1963), Груз. ССР (10 окт. 1959), Азерб. ССР (23 янв. 1956), Литов. ССР (18 марта 1954), Латв. ССР (4 июля 1945), Кирг. ССР (19 окт. 1945), Тадж. ССР (25 нояб. 1961).

Народный художник, установлено в РСФСР (16 июля 1943), УССР (13 янв. 1934), БССР (7 янв. 1944), Узб. ССР (15 янв. 1944), Казах. ССР (23 июля 1943), Груз. ССР (28 июля 1943), Азерб. ССР (2 авг. 1944), Литов. ССР (18 марта 1954), Молд. ССР (25 июня 1955), Латв. ССР (4 июля 1945), Кирг. ССР (12 апр. 1944), Тадж. ССР (7 марта 1958), Арм. ССР (18 авг. 1943), Туркм. ССР (20 авг. 1943), Эст. ССР (24 июня 1961).

Б. Л. Жалейко.
 
 

ЗВАРТНОЦ, храм на терр. Арм. ССР, вблизи Эчмиадзина, выдающийся памятник раннесредневекового арм. зодчества (построен в 641-661). Руины 3. открыты раскопками в 1901-07. Сохранились камни фундамента, архит. обломы, Стволы, базы и капители колонн. Представлял собой круглое 3-ярусное купольное сооружение (диаметр ниж. яруса 35,75 м); внутри - тетраконх с обходной галереей. Фасады храма были украшены аркатурой, резьбой, рельефами, интерьер - мозаикой и росписью. 3. послужил прототипом ряда последующих архит. сооружений. На Ю. 3. от храма - развалины патриаршего дворца. Илл. см. также т. 2, с. 241.

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

ЗВАТЕЛЬНАЯ ФОРМА (лат. vocativus - вокатив), особая форма существительных, указывающая на лицо (реже на предмет), к к-рому обращаются с речью: литов. vyre (от vyras) - "молодец", лакск. зузалай (от зузала) - "рабочий", болг. юначе (от юнак) - "молодец". В рус. языке имеются остатки 3. ф.: "боже", "друже", "отче", а также особые просторечные формы, употребляющиеся в качестве 3. ф.: "Надь", "Серёж". В значении 3. ф. употребляются также слова и словосочетания, не стоящие в 3. ф.; они не входят в предложение и обособлены от него синтаксически: рус. "Прощай, свободная стихия!".

ЗВЕЗДА, см. Звёзды.
 
 

"ЗВЕЗДА", большевистская легальная газета. Выходила в Петербурге с 16(29) дек. 1910 по 22 апр. (5 мая) 1912. Сначала выпускалась еженедельно; с 21 янв. (3 февр.) 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 к-рых 30 конфисковано, 8 оштрафовано.

С 26 февр. (10 марта) 1912 в Петербурге издавалась "Невская звезда", к-рая являлась продолжением "3." и имела целью заменять её в случае конфискации или закрытия. Последний (27-й) номер "Невской звезды" вышел 5(18) окт. 1912. Первыми редакторами были: В. Д. Бонч-Бруевич (от большевиков), Н. И. Иорданский (от меньшевиков-партийцев) и И. П. Покровский (от с.-д. фракции 3-й Гос. думы). До осени 1911 газета была органом думской с.-д. фракции. Большую роль в организации и издании играл член с.-д. 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 окт. 1911 "3." стала чисто большевистской. Идейно ею руководил Ленин, в "3." и "Невской звезде" было опубликовано ок. 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 "3." был помещён ряд статей Г. В. Плеханова. Газета освещала политич. жизнь, вела борьбу за чистоту принципов революц. 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. "3." начала в янв. 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", советский ежемесячный лит.-художеств. и обществ.-политич. 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.

"ЗВЕЗДА АЛТАЯ", областная газета Горно-Алтайской АО РСФСР. Издаётся в г. Горно-Алтайске на рус. яз. Осн. в 1922, выходила сначала под назв. "Ой-ратский край", затем "Красная Ойротия", с 1948 -"3. А.". Выпускается 5 раз в неделю. Тираж (1972) 10 тыс. экз.
 

ЗВЁЗДНАЯ АСТРОНОМИЯ, 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 внегалактич. объектов выделились в сер. 20 в. из 3. а. в особый раздел астрономии - внегалактическую астрономию. В отличие от астрофизики, к-рая изучает природу отд. звёзд и туманностей, 3. а. исследует коллективы (ансамбли) этих объектов. 3. а. подразделяется на звёздную статистику, звёздную кинематику и звёздную динамику.

Каждая звезда может быть охарактеризована рядом параметров; нек-рые из них зависят от положения звезды относительно Солнца. Такими, видимыми, характеристиками являются: сферич. координаты звезды (в 3. а. обычно принимают галак-тич. систему небесных координат); видимая звёздная величина звезды в различных фотометрич. 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 гл. обр. от кол-ва 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 пространств. положение в Галактике, абс. звёздная величина, светимость, истинные показатели цвета, спектральный класс, темп-pa, масса, радиус, компоненты скорости в Галактике, истинная скорость вращения.

В определениях звёздных характеристик 3. 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 математич. статистики. Таким путём изучают распределение звёзд, обладающих теми или иными характеристиками, в различных направлениях или в различных областях Галактики, в т. ч. и в коллективных членах Галактики - рассеянных звёздных скоплениях, шаровых скоплениях, звёздных ассоциациях. Статистич. закономерности, получаемые таким путём, наз. функциями распределения. Напр., 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. Напр., функцию блеска, функцию звёздной плотности, функцию светимости и функцию поглощения связывают уравнениями, наз. осы. 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. Напр., 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 стати-стич. зависимости являются сложными и потому их представляют гл. обр. при помощи диаграмм. Напр., статистич. зависимость между спектрами звёзд и их абс. звёздными величинами представляется диаграммой, к-рая выявляет ряд последовательностей в звёздном населении, имеющих эволюц. 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 к-рых 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, коэфф. прозрачности) и др. объектов Галактики. Т. к. звёзды каждого спектрального класса, каждого типа (напр., различного типа переменные звёзды) располагаются в пространстве особым образом (Галактика как бы состоит из множества взаимопроникающих подсистем), то в звёздной статистике мн. исследования проводятся для звёзд каждого спектрального класса или типа отдельно.

При определениях расстояний до звёзд на основе сравнения их абс. и видимой звёздной величины учитывают поглощение света в пространстве. Величину этого поглощения оценивают по несоответствию цвета звезды её спектральному классу, к-рое вызывается покраснением цвета звезды из-за влияния поглощающей свет материи. Вследствие неточности оценок поглощения света, к-рое 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 б. ч. звёзд Галактики, вследствие огромных её размеров и значит. поглощения света около гл. плоскости, не может наблюдаться. Даже в ближайших галактич. окрестностях Солнца нек-рая 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 астрономич. обсерватории мира ведут работу по т. н. плану избранных площадей (предложенному в 1906 голл. астрономом Я. Каптейном), согласно к-рому определение характеристик слабых звёзд должно в основном производиться лишь в 206 отд. площадках, распределённых равномерно по всему небу, и ещё дополнительно в 46 площадках, представляющих особый интерес. При этом принимается, что закономерности, к-рые выводятся на основании звёздных характеристик, определённых в площадках Каптейна, должны соответствовать тем закономерностям, к-рые можно было бы получить, исследуя характеристики всех звёзд неба. Международный астрономич. 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 математич. статистики позволяют изучать распределения видимых кинематич. характеристик звёзд (собственное движение, лучевая скорость, тангенциальная скорость, пространств. скорость, видимая скорость вращения), находить распределения истинных кинематич. характеристик (компоненты остаточной скорости, истинная скорость вращения) и делать выводы об общих закономерностях движения звёздной системы как целого.

Хотя звёздная система состоит из отд. 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 (напр., 1000) звёзд; тогда среднее значение скоростей всех звёзд, находящихся в сфере, наз. 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 наз. 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 собств. движениям звёзд. Хотя эти два метода используют наблюдательный материал, получаемый совершенно разным путём (один из астрофизич., а другой из астрометрич. 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 ок. + 30° (стандартный апекс Солнца). Исследование скоростей центроидов показывает, что они совершают круговые движения параллельно галактич. 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 центр. области Галактики вращаются, по-видимому, как твёрдое тело, с периодом ок. 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 ок. 10 кпс от центра,- ок. 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 собств. центроиду. Геометрич. 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 ок. 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, наз. асимметрией остаточных скоростей, объясняется тем, что полная скорость звезды, равная геометрич. 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/cек, направленной в сторону вращения Галактики, полная скорость звезды превзошла бы критич. скорость для окрестностей Солнца, и звезда покинула бы Галактику. Критич. скорость в районе Солнца составляет ок. 320 км/сек.

Осн. наблюдательным материалом звёздной кинематики являются лучевые скорости и собств. движения звёзд. С 1946 для исследования кинематики Галактики широко используются также контуры спектральной радиолинии с длиной волны (лямбда) = 21 см, излучаемой нейтральным водородом, к-рый расположен гл.обр. 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. Ста-тистич. методы изучения контуров линии (лямбда) = 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, долгопериодич. 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 к-рые входят все объекты того или иного спектрального класса или типа, отличаются индивидуальными значениями характеристик пространств. 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 3. 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 гравитац. силовое поле, к-рое управляет движением каждой звезды. Гравитац. поле звёздной системы имеет сложную Структуру. Вследствие того что гравитац. сила точечной массы убывает пропорционально квадрату расстояния, т. е. не очень быстро, в каждой точке большей части объёма звёздной системы суммарная гравитац. сила всех объектов, составляющих звёздную систему, значительно превосходит гравитац. силу ближайшего к этой точке объекта. С другой стороны, в непосредств. окрестности звёзд, плотных звёздных скоплений или др. компактных объектов сила притяжения такого объекта сравнима с суммарной гравитац. сплои 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, к-рое 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 нек-рые звёзды приобретают скорость, большую критической, и покидают систему. Этот процесс продолжается непрерывно. Состояние, при к-ром все изменения распределений звёзд и их скоростей являются следствием только непрерывного медленного ухода звёзд из системы, наз. состоянием, квазистационарным в иррегулярном поле. Время достижения квазистационарного состояния наз. 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 б. ч. 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 центр. 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. Нек-рые 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 гл. 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.

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

Историческая справка. Начало 3. а. было положено в кои. 18 в. англ. астрономом В. Гершелем. который выполнил несколько статистических исследовании ("обозрений") звёздного неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа в разных участках неба, он обнаружил явление галактич. концентрации, т. е. возрастание числа звёзд по мере приближения к галактич. экватору. Это указало на сплюснутость пашей звёздной системы. Гершель построил первую модель пашей 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 физич. природу их двойственности, а также то, что закон всемирного тяготения И. Ньютона справедлив и за преде лами Солнечной обр. 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. Статистич. методы изучения контуров линии (лямбда) = 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 SО. К 1-му типу населения относятся звёзды: бело-голубые гиганты и сверхгиганты, долгопериодич. 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 к-рые входят все объекты того или иного спектрального класса или типа, отличаются индивидуальными значениями характеристик пространств. 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 3. 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 гравитац. силовое поле, к-рое управляет движением каждой звезды. Гравитац. поле звёздной системы имеет сложную структуру. Вследствие того что гравитац. сила точечной массы убывает пропорционально квадрату расстояния, т. е. не очень быстро, в каждой точке большей части объёма звёздной системы суммарная гравитац. сила всех объектов, составляющих звёздную систему, значительно превосходит гравитац. силу ближайшего к этой точке объекта. С другой стороны, в непосредств. окрестности звёзд, плотных звёздных скоплений или др. компактных объектов сила притяжения такого объекта сравнима с суммарной гравитац. 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, к-рое 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 нек-рые звёзды приобретают скорость, большую критической, и покидают систему. Этот процесс продолжается непрерывно. Состояние, при к-ром все изменения распределений звёзд и их скоростей являются следствием только непрерывного медленного ухода звёзд из системы, наз. состоянием, квазистационарным в иррегулярном поле. Время достижения квазистационарного состояния наз. 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 б. ч. звёзд Галактики принадлежала в прошлом рассеянным скоплениям и является результатом их распада. Число полностью распавшихся рассеянных скоплений должнс 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 центр. 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. Нек-рые 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 гл. 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.

Осн. 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 теоретич. моделей звёздных систем для разных стадий их эволюции, соответствующих конкретным наблюдаемым звёздным системам, в т. ч. нашей Галактике, др. галактикам, скоплениям галактик, а также рассеянным и шаровым звёздным скоплениям. В теоретич. модели должны быть полностью согласованы взаимно влияющие друг на друга распределение звёзд и их движения. Строят также эмпирич. модели Галактики и др. галактик, осн. на наблюдаемых данных о распределении плотности материи в них. В эмпирич. моделях нет полного согласования распределения звёзд и их движений.
 
 

Историческая справка. Начало 3. а. было положено в кон. 18 в. англ. астрономом В. Гершелем, который выполнил несколько статистических исследовании ("обозрений") звёздного неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа в разных участках неба, он обнаружил явление галактич. концентрации, т. е. возрастание числа звёзд по мере приближения к галактич. 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 физич. природу их двойственности, а также то, что закон всемирного тяготения И. Ньютона справедлив и за пределами Солнечной системы. В 1847 рус. 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 сер. 19 в. рус. астроном М. А. Ковальский и англ. астроном Дж. Эри разработали аналитич. методы определения скорости Солнца по собств- движениям звёзд. В кон. 19 в. X. Зелигер и К. Шварцшильд в Германии развили методы исследования пространств. распределения звёзд по их подсчётам. В нач. 20 в. голл. астроном Я. Каптейн обнаружил преимуществ. 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 собств. движений звёзд. Несмотря на то, что ещё в сер. 19 в. Струве пришёл к заключению о существовании поглощения света в Галактике, в нач. 20 в. преобладало убеждение о полной прозрачности межзвёздного пространства. Поэтому кажущееся поре-дение звёзд по мере удаления от Солнца по всем направлениям, вызываемое гл. обр. 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 четв. 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 статистич. зависимость между спектром звезды и её светимостью. В 1918 амер. астроном X. 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 амер. астрономы Дж. Ричи и X. 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 амер. астроном Э. Хаббл при помощи 2,5-м телескопа разложил (разрешил) на звёзды внешние области трёх спиральных туманностей, в т. ч. туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 амер. астроном У. Бааде при помощи 5-м телескопа разрешил на звёзды неск. эллиптич. туманностей и ядра упомянутых спиральных туманностей. Этим окончательно было доказано, что, помимо нашей Галактики, существуют др. звездные системы; их назвали галактиками.

В 1927 голл. астроном Я. Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собств. движениях и лучевых скоростях звёзд обнаружил явление вращения, определил его осн. характеристики. Направление на центр вращения совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений. В 1932 сов. астроном К. Ф. Огородников развил теорию кинематики звёздных систем, в частности Галактики, в к-рой звёздная система рассматривается не просто как собрание отд. движущихся звёзд, а как единая система, в движении к-рой 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 осн. динамич. соотношения для Галактики. В 1930 амер. 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 галактич. 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, к-рые 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 О и В0 - В2) образуют группировки, получившие назв. 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, к-рый оценивается в миллиарды лет (до десяти миллиардов лет). Т. о., существование звёздных ассоциаций Свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается.

Сов. астрономы П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и их сотрудники изучили распределение и кинематику звёзд различных типов, в т. ч. переменных звёзд, и установили, что Галактика представляет собой совокупность подсистем, каждая из к-рых имеет свои особенности. Бааде указывал на существование двух типов звёздного населения. Большое значение для 3. а. имело развитие методов радиоастрономич. наблюдений. Радионаблюдения позволили изучить структуру ядра Галактики, уточнить положение ее плоскости симметрии. Исследование профилей линии с длиной волны излучаемой нейтральным водородом (первая работа опубл. С. ван де Холстом, С. Мюллером и Я. Сортом в 1954), дало возможность определить закон вращения Галактики для значит. диапазона расстояний и получить сведения о расположении спиральных ветвей в Галактике. Начало 2-й пол. 20 в. характеризуется усиленным развитием исследований в области звёздной динамики - изучением роли регулярных и иррегулярных сил в звёздных системах и получением оценок возраста различных систем, изучением распределения скоростей звёзд, построением моделей сферич. и вращающихся систем, определением особенностей орбит звёзд в звёздных системах, исследованием различного вида неустойчивоссти звёздных систем. Важное значение приобрели методы прямого решения звёздно-динамич. задач при помощи численного решения на ЭВМ уравнений движения я тел.

В 20 в. исследования в области 3. а. ведутся на большинстве астрономич. обсерваторий многих стран мира; в СССР - в Москве, Ленинграде, Абастумани, Бюракане, Тарту и др.

Лит.: Чандрасекар С., Принципы звездной динамики, пер. с англ., М., 1948; Кукаркин Б. В., Исследование строения и развития звездных систем на основе изучения переменных звезд, М.- Л.. 1949; Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, М., 1958; Зонн В., Рудницкий К., Звездная астрономия, пер. с польск., М., 1959; Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 2, М., 1962, гл. 2, 18 - 21; Строение звездных систем, пер. с нем., М., 1962; Кинематика и динамика звёздных систем, М., 1968; Курт Р., Введение в звездную статистику, пер. с англ., М., 1969; Рahlеn Е. von, Lehrbuch der Stellarstatistik, Lpz., 1937; Smart W. M., Stellar dynamics, Camb., 1938; Trumpier R., Weaver H., Statistical astronomy, Berk. - Los Ang., 1953. Т. А.Агекян.

ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА (видимая), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой, Солнцем и т. п.) на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Обычно предполагается, что в значения 3. в. внесены поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и 3. в. являются, т. о., внеатмосферными. Впервые понятие 3. в. было введено во2 в. до н. э. Гиппархом, к-рый все звёзды, видимые невооружённым глазом, разделил на 6 величин. К 1-й 3. в. были отнесены самые яркие звёзды, а к 6-й- самые слабые (из доступных невооружённому глазу). 3. в. т связаны с соответствующими им освещённостями Е зависимостью

Значение коэфф. k, по предложению англ. астронома Н. Р. Погсона (сер. 19 в.), принято равным -2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная Со - её нульпункт. Изменению 3. в. на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его 3. в.; 3. в. могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С₀ определяется по результатам измерений нек-рой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. На практике произвести измерения блеска со строгим соблюдением общепринятого нульпункта и шага шкалы довольно трудно. В связи с этим параметры к и Со в различных фотометрич.каталогах небесных светил могут несколько отличаться друг от друга, что выявляется при их сравнении.

В зависимости от методики измерений различают 3. в. визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра)| фотографич. (по фотоснимкам), фотоэлектрич. (с помощью фотоэлектрич. фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). 3. в., полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматич. или панхроматич. эмульсией через жёлтый светофильтр, наз. фотовизуальными (такие 3. в. близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять 3. в., относящиеся к разным фотометрич. системам. В интернациональных фотографич. и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Сев. полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в к-рых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в к-рой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500 А), синей В (4350 А) и жёлтой V (5550 А) частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными величинами интернациональной системы. В дополнение к системе UBV употребляют 3. в. в красной и инфракрасной областях спектра: R (0,7 мкм), I (0,90 мкм), J (1,25 мкм), К (2,2 мкм) и L (3,7 мкм) и т.д. При установлении любых новых систем 3. в. принято, что для неск. выбранных звёзд гл. последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы спектрального класса АО все виды 3. в. совпадают. Стандартами 3. в. в системе UBVRIJKL... служат неск. десятков звёзд, расположенных на всём небе. Разности 3. в., полученных в различных фотометрич. системах, характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд. Они наз. показателями цвета, напр. В - V, U - В и др.

Фотоэлектрически измерены 3. в. и показатели цвета св. 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет ок. 0,01- 0,02 3. в. Точность фотографич. и визуальных измерений ок. 0,05-0,1 3. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет 3. в. V = -1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й 3. в. Звёздная величина Солнца V =-26,78, полной Луны V = - 12,71. 3. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = -13,78.

Абсолютной 3. в. наз. 3. в., к-рую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные 3. в. (в отличие от видимых) характеризуют физич. свойства самих светил, их светимости. Абсолютная 3. в. М связана с видимыми 3. в. m зависимостью:

где г - расстояние до светила, выраженное в парсеках.

Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, "Успехи астрономических наук", 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, "Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории", 1962, т. 27. А. С. Шаров.
 
 

ЗВЁЗДНАЯ ДИНАМИКА, динамика звёздных систем, раздел звёздной астрономии, в к-ром изучаются закономерности движений звёзд в гравитационном поле звёздной системы и, как следствие этого, эволюция звёздных систем. В 3. д. сочетаются методы аналитич. механики и статистич. физики. Средств только первой недостаточно, т. к. число звёзд в звёздных системах (за исключением кратных звёзд) велико. Хотя галактики содержат, кроме звёзд, ещё пыль и газ, движение к-рых определяется не только гравитационными силами, но и силами светового давления, а также силами магнитного поля звёздной системы, осн. задачей 3. д. является исследование движений звёзд, т. к. именно в звёздах сосредоточена подавляющая часть всего вещества галактик. Осн. типом звёздных систем, изучаемых в 3. д., являются галактики и в особенности наша Галактика. Изучаются также шаровые и рассеянные звёздные скопления, кратные звёзды, скопления галактик.

Важной проблемой 3. д. сер. 20 в. является проблема релаксации, связанная с исследованием возможных путей эволюции звёздных систем от нек-рых первоначальных состояний к состоянию, характеризуемому наблюдаемым в совр. эпоху распределением скоростей звёзд. Значит. место в исследованиях по 3. д. занимает проблема спиральной и кольцевой структуры галактик и др.

Лит. см. при ст. Звёздная астрономия.

ЗВЁЗДНАЯ КИНЕМАТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. 3. к. изучает движения звёзд, освобождённые от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т. п. Осн. кинематич. характеристиками галактич. объектов являются их собственные движения (см. Собственное движение звезды) и лучевые скорости v_r, к-рые связаны с пространственной скоростью звезды v относительно Солнца соотношением:

где r - расстояние от звезды до Солнца (здесь V, и v выражены в км/сек, r - в пс). Движение любой группы звёзд в пространстве можно характеризовать её средним движением (движением центроида группы) относительно Солнца и параметрами распределения остаточных скоростей, т. е. разностей скоростей звёзд центроида.

До нач. 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистич. исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математич. теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:

Величины h,k,l характеризуют дисперсии компонентов скоростей в направлении гл. осей и, v, w, N - число исследуемых звёзд. Поверхностями равной плотности концов векторов скоростей являются в общем случае трёхосные эллипсоиды, направления больших полуосей к-рых близки к направлению на центр Галактики.

Отношения полуосей, пропорциональных дисперсиям остаточных скоростей, примерно постоянны для различных групп звёзд и составляют 1 : 0,6 : 0,5. Однако их абсолютные значения зависят от того, к какой составляющей Галактики принадлежат исследуемые объекты. Так, для звёзд спектральных классов О и В - типичных представителей плоской составляющей средняя квадратичная скорость равна приблизительно 10 км/сек, а для объектов сферической составляющей - порядка 100 км/сек. Эти различия являются следствием неодинаковых условий формирования и возраста звёзд разных составляющих.

Скорость Солнца v₀может быть определена путём анализа движений различных групп звёзд. По отношению к видимым невооружённым глазом звёздам Солнце движется со скоростью v₀ = 19,5 км/сек в направлении: прямое восхождение 18 ч, склонение ок. + 30° (т. н. стандартный апекс). Относительно нек-рых др. групп звёзд v₀ достигает 140 км/сек. Разность скоростей Солнца относительно двух центроидов характеризует взаимное движение центроидов, подчинённое определённым закономерностям. Проекции концов векторов скорости Солнца для различных групп звёзд на галактич. плоскость располагаются примерно на одной прямой, проходящей в направлении галактич. долгот 90°-270°. Объяснение этой закономерности дал швед. астроном Б. Линдблад, предположив, что Галактика состоит из взаимопроникающих подсистем, вращающихся с разными скоростями вокруг одной и той же оси, проходящей через центр Галактики перпендикулярно к её плоскости. Звёзды, относительно к-рых Солнце имеет скорость 19,5 км/сек, вращаются наиболее быстро. Исследование вращения Галактики показывает, что на расстоянии Солнца оно происходит по законам, промежуточным между законами вращения твёрдого тела и законами Кеплера (ближе к последним). Влияние дифференциального эффекта вращения Галактики на компоненты собственных движений и в галактич. координатах l и b и лучевые скорости  для звёзд в пределах ок. 1 кпс от Солнца выражаются формулами, предложенными голл. астрономом Я. Сортом (1927):

Вращение Галактики на расстоянии Солнца может быть описано следующими значениями параметров (постоянных Оорта): А= 15 (км/сек)/кпс;В= -10(км/сек)/кпс. Лит. см. при ст. Звёздная астрономия. Е. Д. Павловская.

"ЗВЁЗДНАЯ ПАЛАТА" (англ. Court of Star Chamber), высшее суд. учреждение Англии в 15-17 вв. (получило назв. от украшенного звёздами потолка зала в королев. дворце в Вестминстере), Создана в 1487 Генрихом VII гл. обр. для борьбы с мятежными феодалами; позднее, при Елизавете I Тюдор и особенно при первых Стюартах, "3. п." превратилась в орудие подавления противников феод.-абсолютистского строя и англиканской церкви. Была упразднена во время Английской революции 17 в. актом Долгого парламента (1641).
 
 

ЗВЁЗДНАЯ ПЛОТНОСТЬ в Галактике] число звёзд, содержащихся в объёме, равном 1 кубич. парсеку в данном месте звёздной системы. Звёздная плотность монотонно убывает с удалением от оси симметрии и плотности симметрии Галактики- В окрестностях Солнца она составляет ок. 0,12 звезды на кубич. парсек.
 
 

ЗВЁЗДНАЯ СТАТИСТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий методами математической статистики пространственное распределение звёзд, обладающих сходными физич. характеристиками, и различные статистич. зависимости между характеристиками звёзд. Начало 3. с. было положено В. Гершелем, к-рый в кон. 18 в. обнаружил рост числа звёзд, видимых в его телескоп, по мере приближения к плоскости Млечного Пути (т. н. галактич. концентрация) и объяснил это сплюснутостью нашей Галактики. Одной из важных задач 3. с. является определение звёздной плотности D(r), т. е. числа звёзд в единице объёма в данном направлении на расстоянии r. При решении этой задачи чаще всего используются статистич. методы, т. к. непосредственно определить расстояние можно либо до ближайших к Солнцу объектов (r< 100 пс), либо до нек-рых особых типов звёзд, напр. переменных звёзд.

Широкое применение в 3. с. получили дифференциальная функция распределения звёзд по видимым звёздным величинам А (m) и интегральная функция N (m), указывающая число звёзд ярче данной звёздной величины т, а также функция распределения звёзд по их абсолютным звёздным величинам, т. н. функция светимости . Функции А(т) и N(m) непосредственно  определяются по подсчётам звёзд данной видимой величины или звёзд ярче этой величины. Функцию светимости можно определить путёмрешения интегральных уравнений 3. с. Функция А(т) связана с функцией звёздной плотности D(r) и функцией светимости  соотношением (первое интегральное уравнение 3. с.):

где - w выбранный телесный угол. С помощью среднего параллакса  звёзд видимой величины т выводится соотношение (второе интегральное уравнение 3. с.):

Эти уравнения используются как для определения D(r), так и ф(М). Чаще всего уравнения 3. с. решаются численными методами. Оба приведённых уравнения наз. уравнениями Шварцшильда (по имени нем. астронома К. Шварцшильда, к-рый вывел их в 1910).

В предположении существования межзвёздного поглощения света интегральные уравнения сохраняют свой вид, но в результате их решения получается видимая звёздная плотность D'(r), с помощью к-рой, если известна зависимость поглощения света от расстояния, т. е. функция поглощения света А (r), можно определить истинную звёздную плотность D(r).

При исследовании распределения небесных объектов удобен метод, предложенный в 1937 сов. астрономом М. А. Вашакидзе и независимо от него голл. астрономом Я. Сортом в 1938. Этот метод позволяет исследовать распределение звёздной плотности в произвольном направлении, если известно её распределение в направлении, перпендикулярном галактич. плоскости.
 

Табл. 1. - Количество звёзд на звёздном небе
Звёздная величина (визуальная)	Количество звёзд до данной звёздной величины	Звёздная величина ( визуальная)	Количество звёзд до данной звёздной величины
1	13	12	2,3 млн.
2	40	13	5,7 млн.
3	100	14	14,0 млн.
4	500	15	32,0 млн.
5	1600	16	71,0 млн.
6	4800	17	150,0 млн.
7	15000	18	300,0 млн.
8	42 000	19	550,0 млн.
9	125 000	20	1 млрд.
10	350000	21	2 млрд.
11	900 000

Таким путём установлено, что звёздная плотность имеет общую тенденцию расти в направлении на центр Галактики, а Солнце располагается между двумя местными сгущениями,к-рые можно отождествить со спиральными ветвями Галактики.

Метод Вашакидзе - Оорта был применён сов. астрономом Б. В. Кукаркиным (1947) для исследования пространственного распределения переменных звёзд. Было показано, что различные типы переменных звёзд характеризуются различной степенью концентрации к плоскости Галактики и к галактич. центру, причём параметры пространственного распределения звёзд связаны с их кинематич. характеристиками (см. Звёздные подсистемы).

Лит. см. при ст. Звёздная астрономия. Е. Д. Павловская.
 
 

ЗВЁЗДНОЕ ВРЕМЯ, система счёта времени, в основе к-рой лежат звёздные сутки; применяется при различных астрономических наблюдениях. См. Время.

ЗВЁЗДНОЕ НЕБО, совокупность светил, видимых ночью на небесном своде.
 

Табл. 2. - Названия созвездий
Русское название	Латинское название	Сокращённое название	Положение на звёздном небе	Русское название	Латинское название	Сокращённое название	Положение на звёздном небе	Русское название	Латинское название	Сокращённое название	Положение на звёздном небе
Андромеда	Andromeda	And	С	Кит	Cetus	Cet	Э	Рыбы	Pisces	Psc	Э
Близнецы	Gemini	Gem	С	Козерог	Capricornus	Cap	Ю	Рысь	Lynx	Lyn	С
Большая Мед- ведица	Ursa Major	UMa	С	Компас Корма	Pyxis Puppis	Pyx Pup	Ю Ю	Северная Корона	Corona Borea-lis	CrB	С
Большой Пёс	Canis Major	CMa	Ю	Крест	Crux	Cru	Ю	Секстант	Sextans	Sex	Э
Весы	Libra	Lib	Ю	Лебедь	Cygnus	Cyg	С	Сетка	Reticulum	Ret	Ю
Водолей	Aquarius	Aqr	Э	Лев	Leo	Leo	С	Скорпион	Scorpius	Sco	Ю
Возничий	Auriga	Aur	С	Летучая Рыба	Volans	Vol	Ю	Скульптор	Sculptor	Scl	Ю
Волк	Lupus	Lup	Ю	Лира	Lyra	Lyr	С	Столовая Гора	Mensa	Men	Ю
Волопас	Bootes	Boo	С	Лисичка	Vulpecula	Vul	С	Стрела	Sagitta	Sge	С
Волосы Вероники	Coma Berenices	Com	С	Малая Медведица	Ursa Minor	UMi	С	Стрелец Телескоп	Sagittarius TeTescopium	Sgr Tel	Ю Ю
Ворон	Corvus	Crv	Ю	Малый Конь	Equuleus	Equ	С	Телец	Taurus	Tau	С
Геркулес	Hercules	Her	С	Малый Лев	Leo Minor	LMi	С	Треугольник	Triangulum	Tri	С
Гидра	Hydra	Hya	Ю	Малый Пёс	Canis Minor	CMi	С	Тукан	Tucana	Tuc	Ю
Голубь	Columba	Col	Ю	Микроскоп	Microscopium	Mic	Ю	Феникс	Phoenix	Phe	Ю
Гончие Псы	Canes Venatici	CVn	С	Муха	Musca	Mus	Ю	Хамелеон	Chamaeleon	С ha	Ю
Дева	Virgo	Vir	Э	Насос	Antlia	Ant	Ю	Центавр	Centaurus	Cen	Ю
Дельфин	Delphinus	Del	С	Наугольник	Norma	Nor	Ю	Цефей	Cepheus	Сер	С
Дракон	Draco	Dra	С	Овен	Aries	Ari	С	Циркуль	Circinus	Cir	Ю
Единорог	Monoceros	Mon	Э	Октант	Octans	Oct	Ю	Часы	Horologium	Hor	Ю
Жертвенник	Ara	Ara	Ю	Орёл	Aquila	Aql	Э	Чаша	Crater	Crt	Ю
Живописец	Pictor	Pic	Ю	Орион	Orion	Ori	Э	Щит	Scutum	Set	Э
Жираф	Camelopardalis	Cam	С	Павлин	Pavo	Pav	Ю	Эридан	Eridanus	Eri	Ю
Журавль	Grus	Gru	Ю	Паруса	Vela	Vel	Ю	Южная Гидра	Hydrus	Hyi	Ю
Заяц	Lepus	Lep	Ю	Пегас	Pegasus	Peg	С	Южная Корона	Corona Aust-rina	CrA	Ю
Змееносец	Ophiuchus	Oph	Э	Персей	Perseus	Per	С
Змея	Serpens	Ser	Э	Печь	Fornax	For	Ю	Южная Рыба	Piscis Austri-nus	PsA	Ю
Золотая Рыба	Dorado	Dor	Ю	Райская Птица	Apus	Aps	Ю
Индеец	Indus	Ind	Ю					Южный Треугольник	Triangulum Australe	TrA	Ю
Кассиопея	Cassiopeia	Cas	с	Рак	Cancer	Cnc	С
Киль	Carina	Car	Ю	Резец	Caelum	Cae	Ю	Ящерица	Lacerta	Lac	С
Обозначения: С- Сев. полушарие, Ю - Юж. полушарие, Э - экватор.

Невооружённым глазом на ночной половине неба при хороших условиях можно видеть одновременно ок. 2,5 тыс. звёзд (до 6-й звёздной величины), большинство к-рых расположено вблизи полосы Млечного Пути. Применение телескопа позволяет наблюдать значительно большее число звёзд (см. табл. 1).

Для удобства ориентировки 3. н. разделено на участки, наз. созвездиями. В каждом созвездии наиболее яркие звёзды образуют характерные группы, к-рые после тренировки можно легко распознавать на небе. Разделение звёзд на главнейшие созвездия, в т. ч. и зодиакальные (см. Зодиак), относится к глубокой древности. Названия созвездий заимствованы частично из греческой мифологии (напр., Андромеда, Персей, Дельфин и др.) или связаны с различными занятиями древних народов - земледелием, скотоводством, охотой (напр., Дева с Колосом, Волопас, Рыба, Заяц и др.).
 

Табл. 3. - Названия звёзд
Аламак		Андромеды
Алараф		Девы
Алголь		Персея
Алиот		Большой Медведицы
Альбирео		Лебедя
Альгена		Близнецов
Альгениб		Пегаса
Альгиеба		Льва
Альдебаран		Тельца
Альдерамин		Цефея
Алькор		Большой Медведицы
Альрами		Стрельца
Альтаир		Орла
Альфард		Гидры
Альциона		Тельца
Антарес		Скорпиона
Арктур		Волопаса
Ахернар		Эридана
Беллатрикс		Ориона
Бенетнаш		Большой Медведицы
Бетельгейзе		Ориона
Вега		Лиры
Гемма		Северной Короны
Денеб		Лебедя
Денеб Кайтос		Кита
Денебола		Льва
Дубхе		Большой Медведицы
Канопус		Киля
Капелла		Возничего
Кастор		Близнецов
Кохаб		Малой Медведицы
Маркаб		Пегаса
Мегрец		Большой Медведицы
Менкар		Кита
Мерак		Большой Медведицы
Меропа		Тельца
Мира		Кита
Мирах		Андромеды
Мирзам		Большого Пса
Мирфак		Персея
Мицар		Большой Медведицы
Нат		Тельца
Плейона		Тельца
Поллукс		Близнецов
Полярная		Малой Медведицы
Процион		Малого Пса
Рас Альгети		Геркулеса
Рас Альхаге		Змееносца
Регул		Льва
Ригель		Ориона
Садальмелик		Водолея
Сириус		Большого Пса
Сиррах		Андромеды
Спика		Девы
Тубан		Дракона
Факт		Голубя
Фекда		Большой Медведицы
Фомальгаут		Южной Рыбы
Хамал		Овна
Целено		Тельца
Шаф		Кассиопеи
Шеат		Пегаса
Шедир		Кассиопеи
Электра		Тельца

Выделенные в более позднее время созвездия получили названия, связанные с путешествиями и с развитием техники (напр., Секстант, Микроскоп и др.). Всего принято 88 созвездий (см. табл.2), границы между к-рыми установлены в 1930 согласно решению Междунар. астрономич. союза. В таблице приведены рус. и лат. названия созвездий, а также их сокращённые названия. Яркие звёзды в созвездиях обозначаются буквами греч. алфавита или цифрами. Нек-рые типы звёзд имеют спец. обозначения (напр., переменные обозначают прописными лат. буквами). Ряд звёзд имеет собств. имена (см. табл. 3). Большинство же звёзд обозначается названием звёздного каталога, содержащего сведения о данной звезде, и номером, под к-рым звезда в нём записана (напр., Лакайль 9352).

На 3. н. можно наблюдать также звёздные скопления, звёздные ассоциации, туманности галактические, галактики, квазары, скопления галактик и др.; тела, входящие в состав Солнечной системы: планеты, спутники планет, малые планеты, кометы; искусственные космич, объекты: искусственные спутники Земли, космические зонды.

Большинство этих объектов может наблюдаться только с помощью телескопов. Среди видимых невооружённым глазом: рассеянные звёздные скопления Плеяды и Гиады в созвездии Тельца, Ясли в созвездии Рака; шаровые звёздные скопления в созвездиях Тукана и Центавра; галактич. туманность в созвездии Ориона; галактики в созвездии Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака; планеты Венера, Юпитер, Марс, Сатурн, Меркурий, Уран; малая планета Веста; кометы; наиболее яркие искусственные спутники Земли.

Фон неба никогда не бывает вполне чёрным, небо слабо светится вследствие атомных процессов в верхних слоях атмосферы. Это т. н. свечение ночного неба с 1 квадратного градуса создаёт освещённость в среднем как звезда 4,5 звёздной величины. Днём почти все небесные светила исчезают на светлом голубом фоне освещённого Солнцем воздуха. Кроме Солнца, лишь Луна и Венера бывают видны невооружённым глазом на ясном дневном небе.

Вид 3. н. непрерывно меняется из-за видимого суточного вращения небесной сферы, обусловленного вращением Земли, а также медленно изменяется вследствие видимого годичного перемещения Солнца среди звёзд, являющегося следствием обращения Земли вокруг Солнца.
 

ЗВЁЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ, рассеянные группы звёзд определённых спектральных классов или типов. Объекты, образующие 3. а., вне 3. а. почти не встречаются. Известны ОВ- ассоциации и Т-ассоциации. В ОВ-ассоциации входят горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О, ВО, В1 и В2 (см. Спектральная классификация звёзд). Размеры ОВ-ассоциаций от 40 до 200 парсек (пс), число содержащихся в них членов (звёзд классов О - В2) ограничивается неск. десятками. В области пространства, занимаемой ОВ-ассоциацией, наблюдается также повышенное число звёзд спектральных классов ВЗ - В9. Число же звёзд более поздних спектральных классов, по-видимому, нормальное, т. е. такое же, как в аналогичных объёмах звёздного поля вне 3. а. Существование неск. десятков горячих звёзд-гигантов спектральных классов О - В2 в нек-ром объёме пространства, дополнительно к многим тысячам звёзд поздних спектральных классов, не увеличивает заметно среднюю плотность материи в этом объёме.

ОВ-ассоциации, в отличие от рассеянных или шаровых звёздных скоплений, не являются областями существенно повышенной плотности материи. Силы тяготения в области ОВ-ассоциации не способны удерживать звёзды даже с очень малыми пространств. скоростями и в соответствии с законами звёздной динамики эти образования должны распадаться. Тот факт, что в ОВ-ассоциациях имеются звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О - В2, а вне ассоциаций они отсутствуют, может быть объяснён только тем, что эти звёзды формируются в области ОВ-ассоциаций и затем уходят из них (за 10⁶-10⁷ лет), меняя физич. состояние, и превращаются в звёзды другого спектрального класса. Из сказанного следует, что ОВ-ассоциации являются областями Галактики, где в совр. эпоху происходит звездообразование, и что возраст горячих звёзд-гигантов спектральных классов О - В2 не превышает 10⁶-10⁷ лет. Этот вывод хорошо согласуется с теорией эволюции звёзд.

Существуют дополнительные аргументы, указывающие на молодость звёзд, составляющих ОВ-ассоциации. Во-первых, часть звёзд спектрального класса О, входящих в состав ОВ-ассоциаций, является звёздами типа Вольфа - Райе, из к-рых происходит интенсивное истечение материи. В таком состоянии звезда может существовать менее 10⁶ лет. Во-вторых, обычные горячие гиганты и сверхгиганты спектральных классов О - В2 также не могут долго поддерживать быстро происходящий у них расход энергии через излучение. В-третьих, в ОВ-ассоциациях горячие гиганты часто образуют кратные системы и цепочки. Такие образования динамически неустойчивы, должны быстро распадаться и, следовательно, они не могли существовать длительное время. ОВ-ассоциации, как правило, связаны с обширными водородными туманностями, к-рые следует считать составной частью ОВ-ассоциаций. Ввиду близости горячих звезд водород в ОВ-ассоциациях полностью ионизован. ОВ-ассоциации лежат в галактич. плоскости. Исключение составляет обширная н богатая членами ОВ-ассоциация Ориона, к-рая занимает область, расположенную между галактич. широтами -10° и -25°. По-видимому, ОВ-ассоциации располагаются вдоль спиральных ветвей Галактики. В ветвях др. спиральных галактик ОВ-ассоциации являются наиболее яркими характерными объектами. Однако уверенно определить расположение спиральных ветвей нашей Галактики по ОВ-ассоциациям до сих пор не удаётся вследствие значит. ошибок в определении расстояний до отд. ассоциаций, вызванных сильным поглощением света около галактич. плоскости.

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 где V - пространственная скорость потока в км/сек, a  - угловое расстояние звезды от радианта. Собств. движение звезды 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.

 
 

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.
 

Спектральные классы	Эффективная температура
	звёзды-карлики	звёзды-гиганты
В0	28000	21000
В5	15500	11500
А0	9850	9400
F0	7030	7500
G0	5900	5800
К0	5240	4900
М0	3750	3750
М5	3100	2950
М8	2750	--

 

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).

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.

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.

Звездчаткаланцетолистная.

Околоцветник б. ч. 5-членный, лепестки белые, двураздельные или выемчатые, тычинок 10; плод - коробочка. Ок. 100 видов по всему земному шару. В СССР более 50 видов. Наиболее распространены 3. ланцетолистная (S. holostea), растущая в лиственных н смешанных лесах, по опушкам, в садах и парках, и 3. злаковидная, или пьяная трава (S. graminea),- на лугах, в светлых лесах и на опушках, иногда в посевах; ядовита для лошадей и рогатого скота. 3. средняя, или мокрица (S. media),- трудно искоренимый сорняк огородов и полей, обитающий также у жилья и на сорных местах.

Лит.: Котт С. А., Сорные растения и борьба с ними, 3 изд., М., 1961. Т.В.Егорова.
 
 

ЗВЁЗДЫ, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше 3. только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 8¹/₃ мин, а от ближайшей звезды а Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли 3. и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число 3., видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет ок. 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды 3.

Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение 3. было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время 3. считались неподвижными точками, по отношению к к-рым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно к-рым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами к-рой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что 3.- это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (нем. астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная 3., а в 1650 (итал. учёный Дж. Риччоли) - первая двойная 3. В 1718 англ. астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх 3. В сер. и во 2-й пол. 18 в. рус. учёный М. В. Ломоносов, нем. учёный И. Кант, англ. астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в к-рую входит Солнце. В 1835-39 рус. астроном В. Я. Струве, нем. астроном Ф. Бессель и англ. астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких 3. В 60-х гг. 19 в. для изучения 3. применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Рус. астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании к-poгo по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о 3.

В нач. 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в науч. представлениях о 3. Их начали рассматривать как физич. тела; стали изучаться структура 3., условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, к-рые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутр. строения 3. (наиболее важные результаты были получены нем. учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, X. Бете, англ. учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, амер. учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, сов. учёным С. А. Жевакиным). В сер. 20 в. исследования 3. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (амер. учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, англ. учёный ф. Хойл, япон. учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах 3. (сов. учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, амер. учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голл. учёный Я. Оорт, сов. учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

Параметры звёзд. Осн. характеристики 3.- масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме осн. параметров, употребляются их производные: эффективная темп-ра; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере 3.; абс. звёздная величина (т. е. звёздная величина, к-рую имела бы 3. на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).

Рис.1. Сравнительные размеры звёзд-гигантов и звёзд-карликов.

Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Нек-рые 3. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество 3., к-рые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значит. уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости 3.; так, светимость 3. S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. 3. бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Ср. плотность ряда гигантских 3. в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а ср. плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы 3. различаются меньше.

У нек-рых типов 3. блеск периодически изменяется; такие 3. наз. переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за неск. суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, к-рая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем 3. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.

Изучение спектров 3. позволяет определить химич. состав их атмосфер. 3., как и Солнце, состоят из тех же химич. элементов, что и все тела на Земле.
 

Табл. 1. - Наиболее яркие звёзды
Название		Видимая звёздная величина (система V)	Спектральный класс и класс светимости	Собственное движение	Параллакс	Лучевая скорость, км/сек	Тангенциальная скорость, км/сек	Абсолютная звёздная величина (система V)	Светимость (в единицах светимости Солнца)
	Большого Пса	- 1,46 8,5	А1 V А5	1,32"	0,375"	-8	17	+ 1,4 + 11,4	22,4 0,002
	Киля	-0,75	FO Ib-II	0,02	0,018	+20	5	-4,4	4700
	Волопаса	-0,05	К2 IIIp	2,28	0,090	-5	120	-0,3	107
	Лиры	+ 0,03	АО V	0,34	0,123	-14	13	+ 0,5	51
	Центавра	0,06 1,51	G2 V К5	3,68	0,751	-22	23	+ 4,5 + 5,9	1,3 0,34
	Возничего	0,08	G8 III	0,44	0,073	+ 30	29	-0,6	141
	Ориона	0,13	В8 Iа	0,00	0,003	+24	0	-7,5	81 000
	Малого Пса	0,37 10,8	F5 IV-V белый карлик	1,25	0,288	-3	20	+2,6 + 13,1	7,4 0,0004
	Ориона	0,42 пер.	М2 Iab	0,03	0,005	+ 21	28	-6,1	22 400
	Эридана	0,47	В5 IV	0,10	0,032	+ 19	15	-2,0	510
	Центавра	0,59	В1 II	0,04	0,016	-12	11	-3,4	1860
	Орла	0,76	А7 IV-V	0,66	0,198	-26	16	+ 2,3	9,8
	Креста	0,79 1,3	В1 IV В1	0,04	0,008	-6	24	-4,7 -4,2	6200 3700
	Тельца	0,86 13,6	К5 III М2 V	0,20	0,048	+54	20	-0,7 + 11,8	155 0,0015
	Скорпиона	0,91 пер. 6,8	Ml Ia В4	0,03	0,019	-3	7	-2,7 + 3,2	980 4,1
	Девы	0,97 пер.	В1 V	0,05	0,021	+ 1	11	-2,4	740
	Близнецов	1,14	КО III	0,62	0,093	+ 3	32	+ 1,0	32
	Южной Рыбы	1,l6	A3 V	0,37	0,144	+6	12	+ 2,0	13
	Лебедя	1,25 пер.	А2 Iа	0,00	0,003	-3	0	-6,2	24 600
	Льва	1,35 пер. 7,6 13	В7 V К2	0,24	0,039	+3	29	-0,7 + 5,6 + 11	155 0,45 0,003

В 3. преобладают водород (ок. 70% по весу) и гелий (ок. 25% ); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои 3. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутр. строения 3. и источников звёздной энергии.