Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)

  В предположении существования межзвёздного поглощения света интегральные уравнения сохраняют свой вид, но в результате их решения получается видимая звёздная плотность D'(r), с помощью которой, 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 советским астрономом М. А. Вашакидзе и независимо от него голландским астрономом Я. Оортом в 1938. Этот метод позволяет исследовать распределение звёздной плотности в произвольном направлении, если известно её распределение в направлении, перпендикулярном галактической плоскости. Таким путём установлено, что звёздная плотность имеет общую тенденцию расти в направлении на центр Галактики, а Солнце располагается между двумя местными сгущениями, которые можно отождествить со спиральными ветвями Галактики.

  Метод Вашакидзе — Оорта был применен советским 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 галактическому центру, причём параметры пространственного распределения звёзд связаны с их кинематическими характеристиками (см. Звёздные подсистемы).

  Лит. см. при ст. Звёздная астрономия.

  Е. Д. Павловская.

Звёздное время

Звёздное вре'мя, система счёта времени, в основе которой лежат звёздные сутки; применяется при различных астрономических наблюдениях. См. Время.

Звёздное небо

Звёздное не'бо, совокупность светил, видимых ночью на небесном своде. Невооружённым глазом на ночной половине неба при хороших условиях можно видеть одновременно около 2,5 тыс. звёзд (до 6-й звёздной величины), большинство которых расположено вблизи полосы Млечного Пути. Применение телескопа позволяет наблюдать значительно большее число звёзд (см. табл. 1).

  Табл. 1. — Количество звёзд на звёздном небе

Звёздная величина (визуальная)	Количество звёзд до данной звёздной величины	3вёздная 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	42000	19	550,0 млн.
9	125 000	20	1 млрд.
10	350 000	21	2 млрд.
11	900 000

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

  Выделенные в более позднее время созвездия получили названия, связанные с путешествиями и с развитием техники (например, Секстант, Микроскоп и др.). Всего принято 88 созвездий (см. табл. 2), границы между которыми установлены в 1930 согласно решению Международного астрономического союза. В таблице приведены рус. и лат. названия созвездий, а также их сокращённые названия. Яркие звёзды в созвездиях обозначаются буквами греческого алфавита или цифрами. Некоторые типы звёзд имеют специальные обозначения (например, переменные обозначают прописными латинского буквами). Ряд звёзд имеет собственные имена (см. табл. 3). Большинство же звёзд обозначается названием звёздного каталога, содержащего сведения о данной звезде, и номером, под которым звезда в нём записана (например, Лакайль 9352).

Табл. 2. — Названия созвездий