), 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/см>3, в центре Солнца температура около 15 млн. градусов, плотность около 100 г/см>3; в центре красной звезды-карлика температура около 10 млн. градусов, плотность около 1000 г/см>3.
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.
