Сводные З. к. положений образуются объединением относительных каталогов, составленных по наблюдениям примерно в одну эпоху на нескольких обсерваториях в единой фундаментальной системе координат, с целью уменьшения случайных ошибок координат. В сводных каталогах обычно, помимо координат, приводятся также и собственные движения, выведенные с привлечением др. источников. Примером такого каталога может служить Каталог геодезических звёзд (КГЗ), составленный из наблюдений на пяти советских астрономических обсерваториях и служащий основой для астрономо-геодезических определений.
По предложению советских астрометристов ведутся международные 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 собственных движений — по наблюдениям галактик. См. также Астрометрия.
Др. группа З. к. — т. н. обозрения, содержащие сведения обо всех звёздах до некоторой предельной звёздной величины и дающие для них звёздную величину и приближённые координаты. Так, «Боннское обозрение». (BD) содержит около 458 тыс. звёзд до 9,5 звёздной величины от +90° до —23° склонения. Продолжением обозрения для южного 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 котором для более чем 300 тыс. звёзд приводятся спектральный класс и звёздная величина. К числу фотометрических З. к. относится выпущенный в середине 20 в. фотоэлектрический каталог звёздных величин и показателей 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 астрономической обсерватории (США), содержащий данные для 64 тыс. звёзд. Большое число З. 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 моде'ли, вычисленные на основе тех или иных теоретических предпосылок распределения температуры, плотности, давления вещества в звёздах заданной массы и химического состава. Построение З. м. основанных на представлении о равновесной газовой звезде, состояние которой определяется, с одной стороны, механическим равновесием (между силой тяжести и силой давления газа) и с другой — тепловым равновесием (между выделением и отводом энергии).
Характерными параметрами З. м. являются коэффициент поглощения, механизм переноса энергии, уравнение состояния звёздного вещества и механизм выделения энергии (см. Звёзды). Значения этих параметров определяются теорией внутреннего строения звёзд. Различаются однородные и неоднородные З. м. (по химическому составу), простые и сложные, многофазные З. м. (по уравнению состояния и механизму переноса энергии). Наиболее просты модели звёзд главной 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 реакций преобразования водорода в гелий. Размеры и масса конвективного ядра тем больше, чем больше масса звезды. Звёзды нижней части главной последовательности, наоборот, состоят из внешней конвективной оболочки и ядра в лучистом равновесии, в центре которого выгорает водород. температура в центре горячей голубой звезды составляет около 30 млн. градусов, плотность около 2 г/см3, в центре Солнца температура около 15 млн. градусов, плотность около 100 г/см3; в центре красной звезды-карлика температура около 10 млн. градусов, плотность около 1000 г/см3.
С течением времени химический состав ядра вследствие ядерных преобразований изменяется, и первоначально однородная З. м. становится всё более неоднородной. По истощении запасов водорода в звезде возможны реакции построения более тяжёлых ядер из гелия, если вследствие сжатия звезды температура и плотность в её недрах значительно повысятся. Повышение плотности ведёт к изменению уравнения состояния в центральных частях З. м. (вырождению газа). Наиболее сложными являются модели звёзд на поздних стадиях развития (красные звёзды-гиганты). Они состоят из нескольких попеременно конвективных и лучистых зон различного химического состава и двух-трёх слоевых источников энергии (с различными ядерными реакциями). Некоторые зоны или центральное ядро могут находиться в состоянии сжатия или расширения. Модель белой звезды-карлика почти целиком состоит из вырожденного газа. При расчётах З. м. и путей развития звёзд во времени применяются ЭВМ.
Лит.: Рубен Г., Методы вычисления стационарных сферически-симметричных моделей звёзд и их эволюции, в кн.: Научные информации Астрономического совета АН СССР, № 14, М., 1969; Schwarzschild М., Structure and evolution of the stars, N. Y. 1965.
А. Г. Масевич.
Звёздные паралла'ксы, см. Параллакс в астрономии.
Звёздные подсисте'мы, совокупности всех звёзд (или др. объектов) того или иного спектрального класса или определённого типа, входящих в состав Галактики и отличающихся индивидуальными характеристиками пространственного расположения и особенностями распределения скоростей звёзд. Звёздные скопления и межзвёздный газ и пыль также образуют подсистемы Галактики. Каждая З. 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 З. п., относящиеся к плоской составляющей Галактики. К их числу относятся горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О и В, долгопериодические 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 З. п., входящие в сферическую составляющую Галактики. Таковы звёзды-субкарлики, короткопериодические цефеиды, долгопериодические переменные звёзды с периодом изменения блеска от 150 до 200 дней, шаровые звёздные скопления. З. п. сферической составляющей имеют сильную концентрацию к центру Галактики. З. п. промежуточной составляющей образуются объектами, имеющими умеренную концентрацию к плоскости симметрии Галактики. В них входят красные звёзды-карлики, белые звёзды-карлики, новые звёзды, 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 сферической 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 советскими астрономами П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркиным и др. Существование З. п. обнаружено и в некоторых др. галактиках. З. п. изучаются в звёздной астрономии.
Лит. см. при ст. Звёздная астрономия.
Звёздные пото'ки, движущиеся звёздные скопления, совокупности звёзд, обладающих одинаковыми пространственными скоростями. Если З. п. приближается к нам, то направления собственных движений входящих в него звёзд, вследствие перспективы, как бы исходят из одной точки — радианта потока. Если же З. п. удаляется от нас, то собственные движения направлены к одной точке — антирадианту потока. Лучевая скорость той или иной звезды потока Vr = Vcosl, где V — пространственная скорость потока в км/сек, а l — угловое расстояние звезды от радианта. Собственное движение звезды потока
