— небесное тело, светящееся собственным светом и представляющееся земным наблюдателям светлой точкой. З. рассеяны по вселенной на огромных расстояниях, так что их собственного движения мы не замечаем. В ясную безлунную ночь все видимое небо представляется усеянным бесчисленным, на первый взгляд, множеством З., однако точный счет показал, что число З., видимых простым глазом, не более 5000; из них одновременно над горизонтом видно даже не более 2500. После изобретения зрительных труб обнаружилось, что существует множество более мелких, так называемых телескопических З., общее число которых по мере увеличения оптической силы труб постепенно увеличивается для наблюдения и, по оценкам Гершеля и Струве, должно составлять десятки миллионов. По относительной яркости З. подразделяются на величины, причем наиболее яркие называются З. 1-й величины, слабейшие 2-й и т. д. Простыми глазами видны З. до 6-й величины; более слабые относятся уже к телескопическим, и в настоящее время различают З. до 20-й величины. Так как резких границ между З. разных величин не существует, то в новейших звездных каталогах величины З. показываются до десятых долей (см. Астрофотометрия). Для подробного изучения и означения отдельных З. еще древние астрономы подразделили их на созвездия, обнимающие более или менее обширные пространства небесного свода, а наиболее яркие назвали особыми именами. Байер в начале XV I I в. предложил означать З. каждого созвездия буквами греческого алфавита, называя первою буквою α наиболее яркую; так, напр., наиболее яркая З. в созвездии Малой Медведицы, Полярная, означается в звездных каталогах через α Ursae minoris. Но обыкновенно греческого алфавита недостает для означения даже ярких З., и потому более мелкие означаются 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 склонением З., что устраняет уже всякое недоразумение. Для переменных и цветных З. принято употреблять последние буквы латинского алфавита. При ближайшем изучении распределения З. на небесном своде оказывается, что только наиболее яркие разбросаны, по-видимому, без всякого порядка; более мелкие сгруппированы особенно густо на широкой полосе, опоясывающей все видимое небо приблизительно в направлении большого круга (см. Млечный путь). По мере удаления от этой полосы число З., приходящееся на данное пространство, напр. на один квадратный градус, непрерывно уменьшается, и кое-где существуют места, на которых даже сильнейшие зрительные трубы вовсе не обнаруживают присутствия З.; эти места В. Гершель назвал угольными ямами (coal sack).

Расстояние З. от Земли и взаимные расстояния З. громадны. Для определения расстояния от Земли вычисляют величину углового перемещения З. вследствие годового обращения Земли около Солнца. Близкая З., находящаяся в плоскости земной орбиты и усматриваемая в известный момент по известному направлению, полгода спустя, когда наблюдатель переместится в пространстве на целый диаметр земной орбиты, должна усматриваться уже по другому направлению; такая З. должна передвигаться по прямой, лежащей в плоскости эклиптики. З., лежащая близ полюса эклиптики, в течение года должна описывать на небесном своде эллипс известных размеров, подобный эллиптической орбите Земли. Прочие З., лежащие в любых направлениях, должны описывать эллипсы, сжатие которых тем больше, чем ближе З. к плоскости эклиптики. Видимые размеры больших полуосей этих эллипсов должны быть тем больше, чем ближе З. к Земле. Вычисление годового параллакса может быть сделано или из абсолютных определений прямых восхождений и склонений, или же из относительных перемещений близкой З. по сравнению с более отдаленными. В результате многих вычислений, сделанных в последнее время на лучших обсерваториях, оказалось, что годовые параллаксы З. незначительны (см. Параллакс) и не превосходят 1", откуда и следует, что расстояния З. от Земли огромны и, например, ближайшая к Земле З. α Centauri удалена на расстояние, которое свет проходит в 3 1/2 года, а скорость света составляет около 300000 км, или 280000 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 многие превосходят его яркостью и размерами во много раз. Если бы наше Солнце удалилось на расстояние Сириуса, наиболее яркой З. видимого неба, то оно представлялось бы З. 6-й величины. — Сравнение положений отдельных З. в разные отдаленные времена показывает, что они не остаются неподвижными, а обладают так называемым собственным движением, с весьма различными скоростями. Так, Сириус (α Ca nis Majoris), Арктур (α Bootis) и Альдебаран (α Tauri) переместились за 2000 лет больше чем на полградуса, т. е. больше, чем на величину диаметра Луны. В настоящее время известно около 50 З., годовая скорость которых более 1". Замечательно, что наибольшим собственным движением обладают не самые яркие З., откуда следует, что большая яркость вообще не есть признак большей близости к Земле. З. № 1830 каталога Грумбриджа перемещается на небе со скоростью 7" в год, 61-я Лебедя — 5" и пр. Непосредственные наблюдения позволяют определять только движение З. в направлении, перпендикулярном к лучу зрения, но спектральные исследования дают возможность измерять также скорость в направлении луча зрения. Переводя видимые движения в истинные, оказывается, что линейные скорости движения З. громадны и многие несутся в пространстве со скоростью 100 и более километров в секунду. Таким образом, для грядущих поколений видимое распределение З. и группировка их по созвездиям будут совершенно иные. Переменам в положении З. способствует еще и то обстоятельство, что наше Солнце со всеми окружающими его планетами тоже перемещается в пространстве со скоростью около 24 км в секунду и в будущем перенесет земных наблюдателей в совершенно новые области вселенной. — Спектральный анализ позволяет исследовать качество света, испускаемого отдельными звездами, и 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) характеризуются большим напряжением водородных линий, все прочие спектральные линии слабы; представителем этого класса могут служить Сириус и Вега; а) желтые З. (тоже весьма многочисленные) характеризуются множеством тонких темных линий на сплошном спектре; таковы Капелла и Поллукс; к этому же классу принадлежит наше Солнце; 3) красные З. (сравнительно редки) имеют спектр с широкими темными полосами, резко ограниченными со стороны фиолетового и расплывающимися к красному концу спектра; происхождение этих полос приписывают углероду, таковы α Herculis и α Orionis и 4) пурпуровые З. (весьма редкие), спектры которых представляют полосы, обратные полосам предыдущего класса, т. е. резко ограниченные со стороны красного и расплывающиеся к фиолетовому концу спектра. К этому классу принадлежат только слабые З. (не ярче 5-й величины); представительницею их может служить З. № 152 каталога Schjellerup. Деление З. на классы не безусловно, и спектры многих З. представляют как бы переходы одного класса в другой. Фогель (18 7 4), Пикеринг и др. полагали сперва, что деление на классы по спектрам может служить указателем возраста З.; белые и голубые обладают, вероятно, более высокою температурою и потому сравнительно моложе З. желтых и особенно красных. Однако наблюдения над переменными З. заставляют думать, что определенной связи между возрастом и температурою З. не существует; красные З. имеют несомненно более низкую температуру, но они могут стремиться как к погасанию, так и к будущему развитию путем неизвестных еще механических или химических процессов. См. W. Struve, "Etudes d'astronomie stellaire" (СПб., 1847) и литературу в статье Астрономия. См. также Двойная, Падающая, Переменная З. и Спектральный анализ.