* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

885 ЗВ-ЬЗДА 386 древности 3., видимый невооруженнымъглазомъ,былн 1азд'Ьлоны по яркости па 6 классовъ или велпчивъ ! см. Величина звездъ, I X , 938). Поел* изобретения оптнческихъ трубъ обнаружено множество более слаб ыхъ по видимой намъ яркости 3., и деление па величины распространено на эти «телескопические» 3. Последние 3., видимый въ трубу съ объективомъ въ 4 дм.,—9 з величины, съ объективомъ въ 9дм.—12-оЙ величины, въ наибольшие рефракторы (какъ, папр. ПулисовскийЗО дм.)видпы 3. 15-ой величины. Фотограф1л, суммирующая световое действие, даетъ воз­ можность различать еще более слабыя 3. На пер­ вый взглядъ видимое небо кажется для невооружоппаго глаза усвяниымъ сбезчнеленнымъ» множествомъ 3. На самомъ дЪлЪ для весьма остраго зрешя, въ широте средней Европы, доступны 2000 3. Въ следующей таблице видно увеличение числа 3. разныхъ величинъ (для съв. полушарие неСсснаго свода): 1 т П сличила. 1 2 ;i Чвсло 3. 9 20 59 182 Величина. б 6 7 В ЧИСЛО 3. 629 16-S3 5236 18 865 А До 3.12-ой величины число ихъ растстъ въ геометри­ ческой nporpecciu. Затемъ слабейшие 3. увеличи­ ваются въ числе бол-Ье медленно, что надо пони­ мать какъ приэнакъ ограниченности нашей звъэдиой вселенной. Общео число 3., входлщихъ въ составъ нашей звездной вселенной, молсетъ быть оценено въ 80000000. Такъ какъ глазъ со­ вершенно не воспринимает! разницы раэстояшй до разлпчныхъ 3., то out все относятся инстинктивно къ фиктивной сфере произвольна™ радиуса (небесному своду), центръ которой нахо­ дится въ глазу набподателя. Положение 3. на Рая стоя BIO въ небесной сфер* определяется сферическими ко­ Вслячвва. Иараллавсъ. сватов ыхъ гоординатами: прямымъ восхождешемъ и склодахъ. псипемъ, долготой и широтой. Въ глубочайшей 16 0,21' 2В 0,12 древности небесная сфера была виолп'Ь произвольно 0,08 43 разбита па участки созвъ^дШ. Сочетания 3., виднмыл 0,06 01 нами, имеютъ чисто перспективное значение; 3., вхо­ 0.П4 85 0,03 120 дящая въ составъ одного и того жо созвездие, noo6iiLC говоря, не имёнотъ ничего общаго, и сами Большинство самыхъ яркнхъ 3. не имеетъ чувсозвездие въ niayict не имеютъ ровно никакого ствнтельнаго параллакса: въ блпжайшпхъ намъ смысла. Они сохранились лишь каисъ пережнтокъ областлхъ пространства преобладаютъ небольшие древности и удобны для бътлаго обозначения по раэмерамъ 3. Солнце, помещенпоо па разстояние яркнхъ 3. БаЙеръ въ X V I I в. предложилъ озна­ Cupiyca, казалось бы 3. 6-й величины. Громадность чать 3. каисдаго созвездие буквами гречески го звездныхъ разстояшй можно иллюстрировать та­ алфавита, называя первою буквою а наиболее кимъ прнмеромъ: еслп модель земной орбиты яркую; таисъ, напр., наиболее яркан 3 въ созвездии около солнца ради'усомъ въ одну сажень поме­ Малой Медведицы, Полярная, означается възвьзд- стить въ Петербурге, то для сохранения пропор­ пыхъ каталогахъ черезъ i Ursae mnnoris. Но ции разстопнпй модель ближайшей 3. пришлось бы обыкновсипо грсчесисаго алфавита недостаетъ длл поместить дальше Москвы. Размерь всей н а ш е й озпачешя даже яркнхъ 3. созвездие, и потому звездной системы, составллкщей вместе съ Млечболее мелкие означаются просто пумеромъ и на- ииымъ путемъ одно цЬлоо, надо оценивать въ не­ и эвашемъ созвездия; въ последнее время 3. озна­ сколько тысячъ световыхъ годовъ.—Сравнение точчаются еще чаще нумероыъ каисого-нибудь ката­ ныхъ положений отдельныхъ 3. на небесной сфере лога. Для пероменныхъ и цвътпыхъ 3. принято нъ разныя отдалепныя эпохи ноказываетъ, что 3. употроблять последшл буквы латннскаго алфавита. обладаютъ таисъ и!азын. собственнымъ движешемъ При ближайшемъ изучении! распределен ил 3. на съ весьма различными скоростями. Таисъ, Арктуръ иисбеспомъ свод^ оказывается, что большая часть (a Bootis) и Альдебаранъ (a Tauri) переместились наиболее яркнхъ (блнжайинихъ солнцу) распре­ за 2000 летъ больше, чемъ ииа полъ-градуса, т.-е. делена въ полосе, наклонной исъ Млечному пути. болыпе, чемъ на величину диаметра л^ны. Въ на­ Слабыя 3. теснятся исъ Млечному пути, и рас­ стоящее время определены движения весьма мно­ пределение ихъ въ общемъ воспроизводить его гихъ 3. Хотя въ среднемъ можно сказать, что бо­ очертание.—По мере удаление отъ этой полосы, лее слабыя для насъ 3. обладаютъ менылнмъ ви­ число 3., приходящееся на данное пространство димым! движением!, но въ отдельныхъ случаяхъ сферы, напр., па одинъ квадратный градусъ, умень­ это далеко пе верпо. Наибольшим'!» изъ известиыхъ шается. Разстолже 3. отъ земли и нзанмныя раз- собстненныхъ движений! (8,5" въ годъ) обладаетъ столнпл 3. громадны. Для определений разстояш'л безымянная 3. 8-й величины, занесенная въ Коротъ земли паблюдаютъ видимое угловое поремеще- добски"й исаталогъ. Затемъ, следующими по величине 13 Нопм» Пц^яш'ШгдпчесиИн Ciouajn., т X V I I I . Hie 3., происходящее вследствие годового обращения земли около солнца. Близкая 3., усматриваема» въ известный моментъ по известному направлений, полгода спустя, иеогда наблюдатель переместится въ пространстве на целый д1аметръ земной орбиты, должна усматриваться уже по другому паправлсшю. Такое видимое перемещение 3. называется парал­ лактическими Уголъ, подъ которымъ впденъ со 3 раай усъ орбиты земли, называется параллаксомъ 3. Определений годового параллакса (и, следовательно, разстолни'я до 3.) можетъ быть сделано изъ отпоснтельныхъ перемещены! близкой 3., по сравнению съ более отдаленными, Разстолшл звездиыя настолысо велики, что для громаднаго большинства 3. параллаистнчесшл перемещение совершенно незаметны даже при современныхъ оптнческихъ средствахъ. Эти перемещение требуются теорией Коперника двпжон1я земли, и потому кажущееся отсутствие ихъ со­ ставляло больноо место его теорш—во время Ко­ перника еще плохо уясняли ничтожность размеровъ солнечной планетной системы сравнительно съ масштабомъ звездной вселенной. Въ 1837 г. Бсссель впервые опредвлилъ параллаиссъ 3. (№ 61 по каталогу Фламстпда въ созвездие Лебедя). Онъ оказался равнымъ 0,4". Разстолшс 3. этой до солнца равно 7 И свЬтовымъ годамъ, т.-о. светъ, распространяющийся па 300 000 км. въ секунду/ достнгартъ отъ этой 3. до насъ въ 7VS летъ. Бли­ жайшая исъ намъ 3. (васисольно это теперь известно)— а Центавра, параллаксъ ся0,75'\ разстояние 3!4 года. Толысо въ сам ыхъ общихъ грубыхъ чертахъ можно утверждать, что менее лрки'л дли насъ 3. въ то жо время более далеисил отъ насъ. СлЬдуиощая таблица лишь указывает!, каисой в ъ с р е д н е м ъ можно о ж и д а т ь параллаксъ для 3. той или другой величины: