ЗВЕЗДЧАТКА, Stellaria, род растений из сем. гвоздичных; травы с белыми цветками, у нек-рых видов похожими на звездочку. Пестик почти у всех с тремя столбиками, — отличие от близкой к ней ясколки (см.). Около 100 видов в обоих полушариях. В СССР ок. 35 видов; наиболее обычны — S. media (см. Мокрица), S. graminea, S. holostea, цветущая весною в лесах и кустарниках, и др.та, приведенного в газообразное состояние. Это в связи с исследованиями Кирхгофа открыло обширное и плодотворное поде изысканий о физической природе небесных тел. Работы Фраунгофера, Секки, Фогеля заложили первоначальную основу для классификации спектров звезд, развитую в Гарвардской обсерватории и окончательно детализированную на астрономическом конгрессе в Риме в 1922 (см. Гарвардская классификация звезд). Наконец принцип Допплера (1841), согласно которому каждая спектральная линия смещается к красной или фиолетовой части спектра в зависимости от удаления или приближения к нам 3., открыл новую эпоЗВЕЗДЧАТЫЙ АНИС, ху в изучении звездных движений. Вместо углодерево, см. Анис. вого смещения на небесной сфере, определяеЗВЕЗДЫ, общее намого путем сравнения положений 3., наблюдензвание небесных тел. В ных в две различные эпохи, простое измерение более узком смысле под положений линии по отношению к спектру незвездами разумеют т. н. подвижного земного источника дает возмож«неподвижные звезность найти скорость 3. по лучу зрения, выраStellaria holostea — цвету д ы» в отличие от комет, женную в км/сек. Первые работы в этом напраи цветок планет и туманностей щее растение влении Секки и Геггинса в 1867 были мало его отдельно.
(см.). Отрасль астроноуспешны вследствие незначительности исслемии, занимающаяся изучением звезд, развилась дуемых смещений. Только путем применения сравнительно в недавнее время. Хотя уже в глу
фотографии Фогель и Шейнер в Потсдаме добокой древности было установлено большинство бились удовлетворительных результатов (посозвездий, а во 2 в. до хр. эры Гиппархом был грешность одного определения 2, 6 км/сек.) и составлен первый каталог 1.170 3., древним ас
в 1892 опубликовали первый каталог радиальтрономам 3. представлялись «неподвижными». ных скоростей 52 3. Несмотря на всю колосИзобретение телескопа в 1609 не внесло ника
сальную работу, проделанную поколениями ких принципиальных изменений, а только под
астрономов, наши сведения об основных звездчеркнуло трудность задачи: вместо 6—7 тысяч ных характеристиках яркости, спектре, собст3., доступных невооруженному глазу на всем венном движении, радиальной скорости, панебе, телескоп открывает сотни тысяч неизвест
раллаксе охватывают только ничтожную часть ных ранее 3. Первый факт большого принци
звезд, доступных наблюдению. В 1907 Каптейн пиального значения в области изучения звезд предложил произвести всестороннее исследозаключался в открытии Галлеем в 1718 собст
вание звезд лишь в определенных площадях в венного движения трех 3.: Арктура, Сириуса числе 206, равномерно распределенных по всеи Альдебарана. Большое количество собственму небесному своду, которые наилучшим обных движений было затем выведено Бесселем пу
разом могли бы характеризовать всю совокуптем сравнения первого точного каталога звез
ность 3. Так возник план «избранных площадных положений Брадлея (1755) с каталогами дей», к выполнению к-рого были привлечены Пьяцци (1800) и Аргеландера (1835). В настоя
почти все значительные обсерватории. — Подщее время собственные движения выведены уже счет 3. на различных участках неба и увеличедля 21.455 3., перечисленных в Лексиконе соб
ние их количества с каждой звездной величиственного движения (Eigeribewegungslexikon) ной позволяет вывести ряд важных заключений Шорра (1923). В недалеком будущем будет окон
о распределении их в пространстве. Прежде чена международная работа по новому опреде
всего установлено, что в то время как 3., видилению положений всех звезд, содержащихся мые невооруженным глазом, распределены на в каталоге Астрономического об-ва (Astronomiнебе почти равномерно, телескопические 3. по sche Gesellschaft, 1875), что доставит материал мере ослабления их яркости все более кондендля вывода собственных движений приблизи
сируются к плоскости Млечного пути, который тельно 300 тысяч звезд. Следующим капиталь
в конечном счете состоит из огромного числа ным достижением следует считать первое опре
наиболее отдаленных 3. С каждой следующей деление (в 1838—39) звездных параллаксов, за величиной приращение числа 3. происходит которым с введением фотографического метода сперва в отношении 2, 88, к-рое затем (для 21-й быстро последовали другие. Современный ка величины) падает до 1, 43 (Сирс). Между тем талог Шлезингера содержит ок. 2 т. параллак
соответствующие объемы пространства должсов, определенных тригонометрическим путем. ны увеличиваться при условии отсутствия заПомимо этого косвенными способами определе
метного поглощения света приблизительно в 4 ны параллаксы еще около 4 т. 3. (см. Звездный раза. Отсюда следует, что плотность звезд в параллакс). В течение 19 в. развиваются и со
пространстве, т. е. число их, приходящееся на вершенствуются методы астрофотометрии, за
единицу объема, постепенно уменьшается по менившие глазомерные оценки звездных вели
всем направлениям по мере увеличения расчин, практиковавшиеся еще в древности. Основ
стояния их от Солнца. Можно рассчитать, на ной материал в этом отношении содержится в какой предельной звездной величине число 3. каталогах Потсдамской (ок. 14 т. 3.) и Гарвард
перестанет увеличиваться, т. е. будет достигнуской (36.682 3.) обсерваторий. та граница нашей системы, и вычислить общее Большое значение для развития звездной число 3., которые она содержит. Это число ока•астрономии имело открытие Волластоном и Фра
зывается равным 30 млрд., из к-рых наибольунгофером в первых годах 19 в. линий в сол
шим телескопам доступно не более х/30 части. нечном и звездном спектрах, оказавшихся ха
Наша звездная система оказывается т. о. рактерными для каждого химического элемен
ограниченной в пространстве. Если границы ее
