Совпадение пространственных скоростей звёзд, относимых к тому или иному З. п., не может быть случайным и указывает на общность происхождения звёзд потока.

  Т. А. Агекян.

Звёздные систе'мы, термин, обычно применяемый по отношению к галактикам, в том числе к нашей Галактике.

Звёздные скопле'ния, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и химический состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окруженное значительно менее плотной корональной областью. Диаметры З. 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 З. с. на рассеянные (иногда называются открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З. с., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые — десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных З. с. — Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых З. с. — скопление М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.

  Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической 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 галактической плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики. Шаровые З. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого 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 околоцентральных областях Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции З. с. даёт изучение Герцшпрунга — Ресселла диаграмм или диаграмм «звёздная величина — показатель цвета». Диаграммы зависимости «звёздная величина — показатель цвета» звёзд типичных рассеянных и шаровых З. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения современных теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых З. с. в 100—1000 раз старше звёзд рассеянных З. с.

  Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых З. с. нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из которого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы «звёздная величина — показатель цвета» звёзд шаровых З. с. той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы современных рассеянных З. с. Подобные молодые шаровые З. с. наблюдаются в соседних галактиках (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В современную эпоху З. с. в нашей Галактике возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.

  Одновременно с изменением физических характеристик членов З. с. происходит их динамическая эволюция. Сближения между звёздами в ядрах З. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые члены З. 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 некоторых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются цефеиды. Наиболее близкие к Солнцу З. с. (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), называются движущимися. Движущиеся З. с. играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, т. к. расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом. См. также Звёздные ассоциации, Звёздная астрономия.

  Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Сойер-Хогг Э., Звездные скопления, в сборнике: Строение звездных систем, М., 1962.

  П. Н. Холопов.

Диаграммы «звёздная величина — показатель цвета» для рассеянного (вверху) и шарового (внизу) звёздных скоплений.

Звёздные су'тки, промежуток времени, равный периоду вращения Земли вокруг оси относительно звёзд (точнее, относительно весеннего равноденствия точки). З. 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, З. ч. уходят вперёд на 3 мин 56 сек в сутки. З. ч. применяются при астрономических наблюдениях. См. Время.

Звёздный год, сидерический год, одна из единиц времени, применяемых в астрономии; см. Год.

Звёздный дождь, появление многочисленных метеоров (иногда до 1000 за 1 мин) в течение непродолжительных промежутков времени, происходящее при встрече Земли с роем метеорных тел (см. Метеорный поток).

Звёздный интерферо'метр, астрономический оптический 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 перископический З. и. Первый — это обычный телескоп, на объектив которого падет непрозрачный экран с двумя одинаковыми по форме отверстиями, например параллельными щелями. В этом случае на изображении звезды наблюдаются интерференционные полосы, вид которых 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 З. и. позволяет примерно удвоить разрешающую способность телескопа.

  В периодическом З. и., предложенном А. А. Майкельсоном (США), перед объективом телескопа установлена оптическая 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 перископических З. и. были впервые измерены угловые диаметры нескольких звёзд.

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.