Звезда - небесное тело, светящееся собственным светом ипредставляющееся земным наблюдателям светлою точкою. З. рассеяны повселенной на огромных расстояниях, так что их собственного движения мыне замечаем. В ясную безлунную ночь все видимое небо представляетсяусеянным бесчисленным, на первый взгляд, множеством З.; однако, точныйсчет показал, что число З., видимых простым глазом, не более 5000; изних, одновременно над горизонтом, видно даже не более 2500. Послеизобретения зрительных труб обнаружилось, что существует множество болеемелких, так называемых телескопических З., общее число которых, по мереувеличены оптической силы труб, постепенно увеличивается для наблюденияи, по оценкам Гершеля и Струве, должно составлять десятки миллионов. Поотносительной яркости З. подразделяются на величины, при чем наиболееяркие называются З. 1-ой величины, слабейшие 2-ой и т. д. Простымиглазами видны З. до 6-ой величины; более слабые относятся уже ктелескопическим и в настоящее время различают З. до 20-ой величины. Таккак резких границ между З. разных величин не существует, то в новейшихзвездных каталогах величины З. показываются до десятых долей. Дляподробного изучения и означения отдельных З., еще древние астрономыподразделили их на созвездия. обнимающие более или менее обширныепространства небесного свода, а наиболее яркие назвали особыми именами.Байер в начале XVII в. предложил означать З. каждого созвездия буквамигреческого алфавита, называя первою буквою a наиболее яркую; так, напр.,наиболее яркая З. в созвездии Малой Медведицы, Полярная, означается взвездных каталогах через a Ursae minoris. Но обыкновенно греческогоалфавита не достает для означения даже ярких З., и потому более мелкиеозначаются просто номером и названием созвездия; в последнее время З.означаются еще чаще номером их в каком-нибудь известном каталоге, причем это означение сопровождается еще прямым восхождением и склонениемЗ., что устраняет уже всякое недоразумение. Для переменных и цветных З.принято употреблять последние буквы латинского алфавита. При ближайшемизучении распределение З. на небесном своде оказывается, что тольконаиболее яркие разбросаны, по-видимому, без всякого порядка; болеемелкие сгруппированы особенно густо на широкой полосе, опоясывающей всевидимое небо приблизительно в направлении большого крута. По мереудаления от этой полосы, число З., приходящееся на данное пространство,напр., на один квадратный градус, непрерывно уменьшается и кое-гдесуществуют места, на которых даже сильнейшие зрительные трубы вовсе необнаруживают присутствия З.; эти места В. Гершель назвал угольными ямами(coal sack). Расстояние З. от земли и взаимные расстояния З. громадны. Дляопределения расстояния от земли вычисляют величину углового перемещенияЗ., вследствие годового обращения земли около солнца. Близкая З.,находящаяся в плоскости земной орбиты и усматриваемая в известный моментпо известному направлению, полгода спустя, когда наблюдательпереместится в пространстве на целый диаметр земной орбиты, должнаусматриваться уже по другому направлению; такая З. должна передвигатьсяпо прямой, лежащей в плоскости эклиптики. З., лежащая близ полюсаэклиптики, в течение года, должна описывать на небесном своде эллипсизвестных размеров, подобный эллиптической орбите земли. Прочие З.,лежащие в любых направлениях, должны описывать эллипсы, сжатия которыхтем больше, чем ближе З. к плоскости эклиптики. Видимые размеры большихполуосей этих эллипсов должны быть тем больше, чем ближе З. к земле.Вычисление годового параллакса может быть сделано или из абсолютныхопределений прямых восхождения и склонений, или же из относительныхперемещений близкой З., по сравнению с более отдаленными. В результатемногих вычислений, сделанных в последнее время на лучших обсерваториях,оказалось что годовые параллаксы З. незначительны и не превосходят 1",откуда и следует, что расстояния З. от земли огромны и, например,ближайшая к земле З. a Centauri удалена на расстояние, которое светпроходит в 31/2 года, а скорость света составляет около 300000 км., или280000 верст в секунду. Зная видимую яркость З. и ее годовой параллакс,можно вычислить истинные размеры З.; из таких вычислений оказывается,что З. представляют светила одного порядка с нашим солнцем, а многиепревосходят его яркостью и размерами во много раз. Если бы наше солнцеудалилось на расстояние Сириуса, наиболее яркой З. видимого неба, то онопредставлялось бы З. 6-ой величины. - Сравнение положений отдельных З. вразные отдаленные времена показывает, что они не остаются неподвижными,а обладают так называемым собственным движением, с весьма различнымискоростями. Так, Сириус (a Canis Majoris), Арктур (a Bootis) иАльдебаран (a Tauri) переместились за 2000 лет больше чем на полградуса, т. е. больше, чем на величину диаметра луны. В настоящее времяизвестно около 50 З., годовая скорость которых более 1?. Замечательно,что наибольшим собственным движением обладают не самые яркие З., откудаследует, что большая яркость вообще не есть признак большей близости кземле. З. № 1830 каталога Грумбриджа перемещается на небе со скоростью7" в год, 61-ая Лебедя - 5" и пр. Непосредственные наблюдения позволяютопределять только движение З. в направлении перпендикулярном к лучузрения, но спектральные исследования дают возможность измерять такжескорость в направлении луча зрения. Переводя видимые движения вистинные, оказывается, что линейные скорости движения З. громадны, имногие несутся в пространстве со скоростью 100 и более километров всекунду. Таким образом, для грядущих поколений видимое распределение З.и группировка их по созвездиям будут совершенно иные. Переменам вположении З. способствует еще и то обстоятельство, что наше солнце, совсеми окружающими его планетами, тоже перемещается в пространстве соскоростью около 24 км. в секунду и в будущем перенесет земныхнаблюдателей в совершенно новые области вселенной. - Спектральный анализпозволяет исследовать качество света, испускаемого отдельными звездамии, на основании этого, изучать их физическое устройство. Секки (1869),исследовав спектры 4000 З., подразделил их на следующие 4 класса: 1)белые и голубоватые З. (встречаются наиболее часто) характеризуютсябольшим напряжением водородных линий, все прочие спектральные линиислабы; представителем этого класса могут служить Сириус и Вега; 2)желтые З. (тоже весьма многочисленные) характеризуются множеством тонкихтемных линий на сплошном спектре; таковы Капелла и Поллукс; к этому жеклассу принадлежит наше солнце; 8) красные З. (сравнительно редки) имеютспектр с широкими темными полосами, резко ограниченными со стороныфиолетового и расплывающимися к красному концу спектра; происхождениеэтих полос приписывают углероду, таковы a Herculis и a Orionis и 4)пурпуровые З. (весьма редкие), спектры которых представляют полосыобратные полосам предыдущего класса, т. е. резко ограниченные со стороныкрасного и расплывающегося к фиолетовому концу спектра. К этому классупринадлежат только слабые З. (не ярче 5-ой величины); представительницеюих может служить З. № 152 каталога Schjellerup. Деление З. на классы небезусловно, и спектры многих З. представляют как бы переходы одногокласса в другой. Фогель (1874), Пикеринг и др. полагали сперва, чтоделение на классы по спектрам может служить указателем возраста З.;белые и голубые обладают, вероятно, более высокою температурою и потомусравнительно моложе З. желтых и особенно красных. Однако наблюдения надпеременными З. заставляют думать, что определенной связи между возрастоми температурою З. не существует; красные З. имеют несомненно болеенизкую температуру, но они могут стремиться как к погасанию, так и кбудущему развитию, путем неизвестных еще механических или химическихпроцессов. См. W. Struve, "Etudes d'astronomie stellaire" (СПб., 1847) илитературу в статье Астрономия. В. Витковский.

Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение.