| ками 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 разра |
