Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Звездная астрономия

Звездная астрономия (далее З) раздел астрономии, исследующий общие закономерности строения, состава, динамики и эволюции звездных систем и изучающий реализацию этих закономерностей в нашей звездной системе - Галактике. Конкретные исследования др. галактик и иных внегалактических объектов выделились в середине 20 в. из З в особый раздел астрономии - внегалактическую астрономию. В отличие от астрофизики, которая изучает природу отдельных звезд и туманностей, З исследует коллективы (ансамбли) этих объектов. З подразделяется на звездную статистику, звездную кинематику и звездную динамику.

  Каждая звезда может быть охарактеризована рядом параметров; некоторые из них зависят от положения звезды относительно Солнца. Такими, видимыми, характеристиками являются: сферические координаты звезды (в З обычно принимают галактическую систему небесных координат); видимая звездная величина звезды в различных фотометрических системах; наблюдаемый показатель цвета; избыток цвета; значение поглощения и поляризации света; расстояние до звезды; собственное движение звезды; параллакс; тангенциальная и лучевая скорости; видимая скорость вращения. Часть этих характеристик, а именно: поглощение и поляризация света, избыток цвета, - зависит главным образом от количества и свойств поглощающей свет пылевой материи, расположенной между Солнцем и звездой. Др. параметры являются истинными характеристиками звезды, не зависящими от взаимного положения звезды и наблюдателя. Это: координаты звезды, определяющие ее пространственное положение в Галактике, абсолютная звездная величина, светимость, истинные показатели цвета, спектральный класс, температура, масса, радиус, компоненты скорости в Галактике, истинная скорость вращения.

  В определениях звездных характеристик З тесно взаимодействует с др. разделами астрономии - астрометрией и астрофизикой.

  Звездная статистика. Исследование строения Галактики, выяснение характеристик звездного населения в различных ее областях может проводиться с помощью методов математической статистики. Таким путем изучают распределение звезд, обладающих теми или иными характеристиками, в различных направлениях или в различных областях Галактики, в том числе и в коллективных членах Галактики - рассеянных звездных скоплениях, шаровых скоплениях, звездных ассоциациях. Статистические закономерности, получаемые таким путем, называются функциями распределения. Например, функция блеска определяет распределение звезд по видимым звездным величинам. Функции светимости показывают, как распределены по светимостям звезды в различных областях Галактики. Наиболее надежно эта функция определена для окрестностей Солнца и для близких рассеянных скоплений. Функция звездной плотности выражает распределение звезд по расстояниям в данном телесном угле. Функция поглощения света показывает, как изменяется поглощение света звезд (выраженное в звездных величинах) в данном направлении в зависимости от расстояния. Многие функции распределения в звездной статистике связаны между собой уравнениями. Например, функцию блеска, функцию звездной плотности, функцию светимости и функцию поглощения связывают уравнениями, называют основными уравнениями звездной статистики. Уравнения звездной статистики всегда содержат наряду с функциями распределения видимых характеристик функции распределения истинных характеристик звезд. Одной из важных задач звездной статистики является использование этих уравнений для нахождения функций истинных характеристик по полученным из наблюдений функциям видимых характеристик. Например, решая уравнение, связывающее функцию распределения видимой поверхностной звездной плотности в шаровом скоплении с функцией истинной пространственной звездной плотности в этом скоплении, находят вторую из этих функций по найденной из наблюдений первой функции. Важную роль играют исследования многомерных распределений звездных характеристик, т. к. многие характеристики статистически между собой связаны. Обычно эти статистические зависимости являются сложными и потому их представляют главным образом при помощи диаграмм. Например, статистическую зависимость между спектрами звезд и их абсолютными звездными величинами представляется диаграммой, которая выявляет ряд последовательностей в звездном населении, имеющих эволюционный смысл (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма). Существенное значение для характеристики звездного населения имеют также диаграммы "цвет - абсолютная звездная величина", "цвет - видимая звездная величина", "масса - абсолютная звездная величина", двухцветная диаграмма (для двух цветов, каждый из которых характеризует соотношение энергии излучения в двух различных областях спектра звезды).

  Звездная статистика исследует также распределения характеристик переменных звезд (вид кривой изменения блеска, период и амплитуда изменения блеска, амплитуда изменения показателя цвета и др.), двойных звезд (угловое расстояние между компонентами, разность видимых величин, различие спектров компонентов, элементы орбиты и др.), кратных звезд и звездных скоплений (диаметр, численность звезд, законы видимого и пространств. распределения плотности, диаграмма "цвет - видимая величина" и др.), темных туманностей (размеры, коэффициент прозрачности) и др. объектов Галактики. Т. к. звезды каждого спектрального класса, каждого типа (например, различного типа переменные звезды) располагаются в пространстве особым образом (Галактика как бы состоит из множества взаимопроникающих подсистем), то в звездной статистике многие исследования проводятся для звезд каждого спектрального класса или типа отдельно.

  При определениях расстояний до звезд на основе сравнения их абсолютной и видимой звездной величины учитывают поглощение света в пространстве. Величину этого поглощения оценивают по несоответствию цвета звезды ее спектральному классу, которое вызывается покраснением цвета звезды из-за влияния поглощающей свет материи. Вследствие неточности оценок поглощения света, которое особенно велико для далеких звезд в направлениях, близких к плоскости симметрии Галактики, расстояния до большинства звезд определяются неуверенно. Это одна из причин, усложняющих задачи звездной статистики.

  Сложность задач звездной статистики связана также с тем, что большая часть звезд Галактики, вследствие огромных ее размеров и значительного поглощения света около главной плоскости, не может наблюдаться. Даже в ближайших галактических окрестностях Солнца некоторая часть звезд низкой светимости еще не выявлена. Тем не менее общее число доступных наблюдениям звезд так велико, что определение всех характеристик этих звезд - непомерно большая наблюдательная задача. Поэтому многие астрономические обсерватории мира ведут работу по т. н. плану избранных площадей (предложенному в 1906 голландским астрономом Я. Каптейном), согласно которому определение характеристик слабых звезд должно в основном производиться лишь в 206 отдельных площадках, распределенных равномерно по всему небу, и еще дополнительно в 46 площадках, представляющих особый интерес. При этом принимается, что закономерности, которые выводятся на основании звездных характеристик, определенных в площадках Каптейна, должны соответствовать тем закономерностям, которые можно было бы получить, исследуя характеристики всех звезд неба. Международный астрономический союз распределил работу по определению различных характеристик звезд между обсерваториями разных стран. Часть этой работы выполняется на обсерваториях СССР.

  Звездная кинематика. Методы кинематики (раздела механики) и математической статистики позволяют изучать распределения видимых кинематических характеристик звезд (собственное движение, лучевая скорость, тангенциальная скорость, пространственная скорость, видимая скорость вращения), находить распределения истинных кинематических характеристик (компоненты остаточной скорости, истинная скорость вращения) и делать выводы об общих закономерностях движения звездной системы как целого.

  Хотя звездная система состоит из отдельных тел - звезд, разделенных большими расстояниями, в ее строении и движении наряду со свойствами прерывности наблюдаются и свойства непрерывности. Пусть произвольная точка пространства, занимаемого звездной системой, окружена сферой с объемом, малым в сравнении с объемом всей звездной системы, но настолько большим, чтобы в нее попало достаточно много (например, 1000) звезд; тогда среднее значение скоростей всех звезд, находящихся в сфере, называется скоростью центроида этих звезд. С изменением координат точки в звездной системе скорость соответствующего ей центроида изменяется медленно и почти плавно. Поэтому в звездной системе можно рассматривать непрерывное поле скоростей. Естественно, что в общем случае скорость звезды не совпадает со скоростью ее центроида. В нашей Галактике, в частности, Солнце движется по отношению к своему центроиду. Эта скорость называется остаточной скоростью Солнца и входит в измеренные с Земли (движущейся вместе с Солнцем) скорости звезд. Разработаны методы определения остаточной скорости Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звезд. Хотя эти два метода используют наблюдательный материал, получаемый совершенно разным путем (один из астрофизических, а другой из астрометрических измерений), они приводят к хорошо согласующимся результатам. Остаточная скорость Солнца (по отношению к совокупности всех звезд ярче 6-й звездной величины) близка к 19,5 км/сек и направлена в точку неба с координатами: прямое восхождение 18 ч и склонение около + 30° (стандартный апекс Солнца). Исследование скоростей центроидов показывает, что они совершают круговые движения параллельно галактические плоскости вокруг оси симметрии Галактики. Угловая скорость круговых движений центроидов в различных местах различна, т. е. Галактика вращается не как твердое тело; при этом она не расширяется и не сжимается. Лишь центральные области Галактики вращаются, по-видимому, как твердое тело, с периодом около 30 млн. лет. На расстоянии 5 килопарсек (кпс) от центра период вращения Галактики равен 130 млн. лет, а в районе Солнца, т. е. на расстоянии около 10 кпс от центра, - около 250 млн. лет. Линейная скорость вращения центроида Солнца вокруг центра Галактики составляет приблизительно 250 км/сек. Если из наблюдаемой скорости звезды геометрически вычесть остаточную скорость Солнца, то получится скорость звезды относительно центроида Солнца - пекулярная скорость звезды. Если из пекулярной скорости звезды вычесть скорость центроида звезды по отношению к центроиду Солнца, то будет получена остаточная скорость звезды - ее скорость по отношению к ее собственному центроиду. Геометрическая сумма скорости центроида относительно центра инерции звездной системы и остаточной скорости звезды равна полной скорости звезды относительно центра инерции системы. Исследование распределения остаточных скоростей звезд показывает, что в каждой точке Галактики, если не рассматривать очень больших остаточных скоростей, выполняется условие симметрии: число звезд с остаточными скоростями, имеющими данное направление, равно числу звезд с противоположно направленными остаточными скоростями. Средние же квадратичные остаточных скоростей в разных направлениях различны. Наибольшая средняя квадратичная - у компонента остаточных скоростей вдоль направления на центр Галактики, следующая по величине - у компонента вдоль направления вращения Галактики, наименьшая - у компонента, перпендикулярного плоскости симметрии Галактики. Для окрестности Солнца средние квадратичные величины компонентов остаточных скоростей в трех указанных направлениях составляют соответственно около 41 км/сек, 28 км/сек и 21 км/сек, если совместно рассматриваются звезды, относящиеся к разным составляющим Галактики.

  Для больших остаточных скоростей, превышающих для окрестностей Солнца 70 км/сек, условие симметрии перестает выполняться. Отсутствуют большие остаточные скорости, имеющие направления, составляющие острые углы с направлением вращения центроида вокруг центра Галактики. В то же время встречаются такие скорости, направленные в сторону, противоположную вращению Галактики. Это явление, называется асимметрией остаточных скоростей, объясняется тем, что полная скорость звезды, равная геометрической сумме скорости центроида и остаточной скорости звезды, тем больше, чем меньше угол между этими скоростями и чем больше, в случае малого угла, остаточная скорость. При остаточной скорости, большей 70 км/сек, направленной в сторону вращения Галактики, полная скорость звезды превзошла бы критическая скорость для окрестностей Солнца, и звезда покинула бы Галактику. Критическая скорость в районе Солнца составляет около 320 км/сек.

  Основным наблюдательным материалом звездной кинематики являются лучевые скорости и собственного движения звезд. С 1946 для исследования кинематики Галактики широко используются также контуры спектральной радиолинии с длиной волны l = 21 см, излучаемой нейтральным который расположен главным образом вблизи плоскости симметрии Галактики. Радиоизлучение не поглощается пылевой материей Галактики. Кроме того, вследствие различной угловой скорости центроидов в Галактике, лучевые скорости находящихся на луче зрения масс различны и расположенные близко массы не поглощают излучения, посылаемого далекими массами. Благодаря этому радиоизлучение на волне 21 см от самых отдаленных областей Галактики достигает земных радиотелескопов и регистрируется ими. Статистические методы изучения контуров линии l = 21 см позволили уточнить закон вращения Галактики, исследовать распределение плотности нейтрального наметить расположение спиральных ветвей Галактики.

  Все многообразие объектов, составляющих население звездных систем, разделяется на два типа населения, причем каждое из них занимает определенные области звездных систем. Звездное население 1-го типа располагается близ плоскостей симметрии спиральных галактик, концентрируясь при этом в спиральных ветвях и избегая областей ядра. Звездное население 2-го типа преобладает в областях спиральных галактик, удаленных от их плоскости симметрии, оно образует ядра спиральных галактик; из него составлены эллиптические галактики и чечевицеобразные галактики типа . К 1-му типу населения относятся звезды: бело-голубые гиганты и сверхгиганты, долгопериодические цефеиды, новые и сверхновые звезды, а также рассеянные звездные скопления, облака, пылевые туманности. Звездное население 2-го типа слагается из звезд: красных субкарликов, красных гигантов, короткопериодических цефеид, а также из шаровых скоплений.

  Идея разделения населения галактик более подробно разработана в представлении о подсистемах звездных систем. Звездные подсистемы, в которые входят все объекты того или иного спектрального класса или типа, отличаются индивидуальными значениями характеристик пространственного расположения (градиентами звездной плотности вдоль радиуса Галактики и перпендикулярного ее плоскости симметрии) и особенностями распределения скоростей объектов. Подсистемы различных объектов взаимно проникают друг в друга, и звездная система является, т. о., совокупностью подсистем. Каждая подсистема приближенно представляет собой сплюснутый эллипсоид вращения, причем сплюснутость у различных подсистем различна. В соответствии с этим их относят к трем составляющим Галактики: плоской, сферической и промежуточной.

  Звездная динамика. Этот раздел З изучает закономерности движений звезд в силовом поле звездной системы и эволюцию звездных систем вследствие движений звезд. Звездные системы являются самогравитирующими, т. е. Совокупность звезд системы сама создает то гравитационное силовое поле, которое управляет движением каждой звезды. Гравитационное поле звездной системы имеет сложную структуру. Вследствие того что гравитационная сила точечной массы убывает пропорционально квадрату расстояния, т. е. не очень быстро, в каждой точке большей части объема звездной системы суммарная гравитационная сила всех объектов, составляющих звездную систему, значительно превосходит гравитационную силу ближайшего к этой точке объекта. С другой стороны, в непосредственной окрестности звезд, плотных звездных скоплений или др. компактных объектов сила притяжения такого объекта сравнима с суммарной гравитационной силой всех остальных объектов или может даже превосходить ее. Т. о., исследуя структуру силового поля звездной системы, приходится рассматривать его как сумму 1) регулярного поля системы, т. е. поля, создаваемого системой в целом, отражающего свойства непрерывности звездной системы, и 2) иррегулярного поля, создаваемого силами, возникающими при сближениях звезд, которое отражает свойства прерывности, дискретности строения звездной системы. Иррегулярные силы носят характер случайных сил. Чем больше тел в звездной системе, тем большую роль в ее динамике играют регулярные силы и тем меньше роль иррегулярных сил.

  При формировании звездной системы ей, как правило, свойственно нестационарное состояние. Под действием регулярного и иррегулярного силового поля системы в ней изменяется распределение звезд и распределение скоростей звезд. Постепенно звездная система приближается к стационарному состоянию. Т. к. в системе, содержащей большое число звезд, регулярное поле действует быстрее иррегулярного, сначала достигается стационарность в регулярном поле. В этом состоянии регулярное поле уже не изменяет распределение звезд и их скоростей. Время, необходимое для перехода в состояние, стационарное в регулярном поле, обратно пропорционально корню квадратному из плотности материи в системе. Для звездных систем это время составляет десятки или сотни миллионов лет. В состоянии, стационарном лишь в регулярном поле, иррегулярное поле продолжает изменять распределение звезд и их скоростей, приближая систему к состоянию, стационарному также и в иррегулярном поле. Звездная система не может достигнуть полной стационарности, т. к. в результате действия иррегулярных сил некоторые звезды приобретают скорость, большую критической, и покидают систему. Этот процесс продолжается непрерывно. Состояние, при котором все изменения распределений звезд и их скоростей являются следствием только непрерывного медленного ухода звезд из системы, называется состоянием, квазистационарным в иррегулярном поле. Время достижения квазистационарного состояния называется временем релаксации. Время релаксации для рассеянных скоплений составляет величину порядка десятков или сотен миллионов лет, шаровых скоплений - порядка миллиардов лет, галактик - порядка тысяч или десятков тысяч миллиардов лет. Время полного распада невращающейся звездной системы под действием ее иррегулярного поля приблизительно в 40 раз больше, чем время релаксации. Чем быстрее вращается звездная система, тем медленнее протекает процесс распада.

  Возраст наблюдаемых рассеянных скоплений, как правило, превосходит их время релаксации. Большинство наблюдаемых рассеянных скоплений достигло квазистационарного состояния и многие из них успели сильно обеднеть в результате ухода из них звезд. Имеются основания считать, что большая часть звезд Галактики принадлежала в прошлом рассеянным скоплениям и является результатом их распада. Число полностью распавшихся рассеянных скоплений должно во много раз превосходить число рассеянных скоплений, существующих ныне в Галактике. Возраст шаровых скоплений сравним со временем их релаксации. По-видимому, у шаровых скоплений квазистационарного состояния достигли центральной области, где время релаксации меньше, а периферийные области находятся в состоянии, стационарном в регулярном поле. Возраст галактик не превосходит десятков млрд. лет, время релаксации для них в сотни или тысячи раз больше; поэтому галактики далеки от достижения квазистационарного состояния. Некоторые из них, а именно неправильные галактики, даже находятся в нестационарном состоянии либо вследствие того, что это очень молодые системы, либо вследствие деформаций, вызванных взаимодействием при сближении галактик.

  Звездная система, достигшая состояния, стационарного в регулярном поле, имеет плоскость симметрии и перпендикулярную ей ось симметрии. Звездная система с равным нулю главным моментом вращения в состоянии, стационарном в регулярном поле, может быть сферически симметрична. В квазистационарном состоянии она обязательно сферически симметрична. Траектории звезд в сферически симметричной системе плоские. В общем случае они незамкнуты и витки одной траектории заполняют кольцо. В системе с плоскостью и осью симметрии траектории не являются плоскими кривыми. Витки одной траектории заполняют трехмерную область - тор.

  Основной задачей звездной динамики является исследование закономерностей строения и эволюции звездных систем на основе изучения действующих в них сил. Одним из методов таких исследований является построение теоретических моделей звездных систем для разных стадий их эволюции, соответствующих конкретным наблюдаемым звездным системам, в том числе нашей Галактике, др. галактикам, скоплениям галактик, а также рассеянным и шаровым звездным скоплениям. В теоретической модели должны быть полностью согласованы взаимно влияющие друг на друга распределение звезд и их движения. Строят также эмпирические модели Галактики и др. галактик, основанные на наблюдаемых данных о распределении плотности материи в них. В эмпирических моделях нет полного согласования распределения звезд и их движений.

  Историческая справка. Начало З было положено в конце 18 в. английским астрономом В. Гершелем, который выполнил несколько статистических исследований ("обозрений") звездного неба. Произведя подсчеты числа звезд, видимых в поле зрения телескопа в разных участках неба, он обнаружил явление галактической концентрации, т. е. возрастание числа звезд по мере приближения к галактическому экватору. Это указало на сплюснутость нашей звездной системы. Гершель построил первую модель нашей звездной системы - Галактики, определил направление движения Солнца по отношению к окрестным звездам. Он открыл большое число двойных звезд, обнаружил у некоторых из них орбитальное движение и таким образом доказал физическую природу их двойственности, а также то, что закон всемирного тяготения И. Ньютона справедлив и за пределами Солнечной системы. В 1847 русский астроном В. Я. Струве, изучая строение Галактики, высказал утверждение о существовании поглощения света в межзвездном пространстве и об увеличении звездной плотности (пространственной) при приближении к плоскости симметрии Галактики. В середине 19 в. русским астроном М. А. Ковальский и английским астроном Дж. Эри разработали аналитические методы определения скорости Солнца по собственным движениям звезд. В конце 19 в. Х. Зелигер и К. Шварцшильд в развили методы исследования пространственного распределения звезд по их подсчетам. В начале 20 в. голландский астроном Я. Каптейн обнаружил преимущественное направление движений звезд и предложил гипотезу о существовании двух движущихся навстречу друг другу потоков звезд. Затем Шварцшильд выдвинул предположение об эллипсоидальном законе распределения скоростей (остаточных) звезд, более естественно объясняющее наблюдаемые закономерности в движениях звезд. К этому же времени (до 1922) относятся выполненные Каптейном исследования строения Галактики на основании результатов звездных подсчетов и анализа собственных движений звезд. Несмотря на то, что еще в середине 19 в. Струве пришел к заключению о существовании поглощения света в Галактике, в начале 20 в. преобладало убеждение о полной прозрачности межзвездного пространства. Поэтому кажущееся поредение звезд по мере удаления от Солнца по всем направлениям, вызываемое главным образом поглощением света в межзвездном пространстве, принималось за действительное уменьшение звездной плотности по всем направлениям от Солнца. В моделях Каптейна Солнце находилось в центре Галактики.

  В 1-й четверти 20 в. астрономы Гарвардской обсерватории (США) закончили обзор спектров сотен тысяч звезд, а голландский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Ресселл обнаружили в это же время разделение звезд поздних спектральных классов на гиганты и карлики и построили диаграмму "спектр - светимость", отражающую статистическую зависимость между спектром звезды и ее светимостью. В 1918 американский астроном Х. Шепли нашел, что центр системы шаровых скоплений расположен далеко от Солнца. Очевидно, что именно центр огромной системы шаровых скоплений (а не рядовая звезда - Солнце) должен совпадать с центром Галактики. Шепли определил направление на центр Галактики и оценил расстояние его от Солнца. В 1917 американские астрономы Дж. Ричи и Х. Кертис обнаружили в туманностях, имеющих вид спиралей, неожиданно появляющиеся, а затем исчезающие слабые звезды и определили, что это новые звезды, аналогичные тем, которые время от времени наблюдаются в Галактике. Стало ясно, что спиральные туманности находятся на громадных расстояниях, вне Галактики, и имеют сравнимые с ней размеры. В 1924-26 американский астроном Э. Хаббл при помощи 2,5-м телескопа разложил (разрешил) на звезды внешние области трех спиральных туманностей, в том числе туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 американский астроном У. Бааде при помощи 5 телескопа разрешил на звезды несколько эллиптических туманностей и ядра упомянутых спиральных туманностей. Этим окончательно было доказано, что, помимо нашей Галактики, существуют др. звездные системы; их назвали галактиками.

  В 1927 голландский астроном Я. Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собственных движениях и лучевых скоростях звезд обнаружил явление вращения, определил его основные характеристики. Направление на центр вращения совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений. В 1932 советский астроном К. Ф. Огородников развил теорию кинематики звездных систем, в частности Галактики, в которой звездная система рассматривается не просто как собрание отдельных движущихся звезд, а как единая система, в движении которой участвует весь объем занимаемого ею пространства. В 1915-20 Дж. Джине и А. Эддингтон (Великобритания), а позднее В. А. Амбарцумян (СССР) и С. Чандрасекар (США) разработали основы звездной динамики. Б. Линдблад (Швеция) вывел основные динамические соотношения для Галактики. В 1930 американский астроном Р. Трамплер, исследуя большое число рассеянных скоплений, определил, что их расстояния искажаются наличием поглощения света в межзвездном пространстве, и оценил поглощение света для направлений, близких к плоскости симметрии Галактики. Хаббл исследовал распределение галактик по всему небу. Оказалось, что по мере приближения к галактическому экватору число наблюдаемых галактик быстро убывает, и вблизи галактического экватора (примерно между широтами -10° и +10°) галактик почти нет. Это показало, что поглощающая свет материя сосредоточена в сравнительно тонком слое у плоскости симметрии Галактики. В 1938-47 Амбарцумян установил, что поглощающая свет материя в Галактике имеет клочкообразную структуру.

  40-е гг. 20 в. характеризуются исследованиями, которые определили особенности распределения и кинематики звезд различных типов. Выяснилось, что распределение и кинематика тесно связаны с проблемами происхождения и эволюции звезд данного типа, звездных скоплений, межзвездного газа и пыли. Амбарцумян обнаружил, что горячие звезды-гиганты (спектральные классы 0 и В0 - В2) образуют группировки, получившие название звездных ассоциаций. Звездные ассоциации неустойчивы, следовательно входящие в их состав звезды - молоды. Их возраст оказался равным 105-107 лет, т. е. намного меньше возраста Земли, Солнца, большей части звезд Галактики, самой Галактики и др. галактик, который оценивается в миллиарды лет (до десяти миллиардов лет). Т. о., существование звездных ассоциаций свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается.

  Советские астрономы П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и их сотрудники изучили распределение и кинематику звезд различных типов, в том числе переменных звезд, и установили, что Галактика представляет собой совокупность подсистем, каждая из которых имеет свои особенности. Бааде указывал на существование двух типов звездного населения. Большое значение для З имело развитие методов радиоастрономических наблюдений. Радионаблюдения позволили изучить структуру ядра Галактики, уточнить положение ее плоскости симметрии. Исследование профилей линии с длиной волны l = 21 см, излучаемой нейтральным (первая работа опубликована С. ван де Холстом, С. Мюллером и Я. Оортом в 1954), дало возможность определить закон вращения Галактики для значительного диапазона расстояний и получить сведения о расположении спиральных ветвей в Галактике. Начало 2-й половины 20 в. характеризуется усиленным развитием исследований в области звездной динамики - изучением роли регулярных и иррегулярных сил в звездных системах и получением оценок возраста различных систем, изучением распределения скоростей звезд, построением моделей сферических и вращающихся систем, определением особенностей орбит звезд в звездных системах, исследованием различного вида неустойчивости звездных систем. Важное значение приобрели методы прямого решения звездно-динамических задач при помощи численного решения на ЭВМ уравнений движения n тел.

  В 20 в. исследования в области З ведутся на большинстве астрономических обсерваторий многих стран мира; в СССР - в Москве, Ленинграде, Абастумани, Бюракане, Тарту и др.

  Лит.: Чандрасекар С., Принципы звездной динамики, пер. с англ., М., 1948; Кукаркин Б. В., Исследование строения и развития звездных систем на основе изучения переменных звезд, М. - Л., 1949; Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, М., 1958; Зонн В., Рудницкий К., З, пер. с польск., М., 1959; Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 2, М., 1962, гл. 2, 18-21; Строение звездных систем, пер. с нем., М., 1962; Кинематика и динамика звездных систем, М., 1968; Курт Р., Введение в звездную статистику, пер. с англ., М., 1969; Pah1en Е. von, Lehrbuch der Stellarstatistik, Lpz., 1937; Smart . М., Stellar dynamics, Camb., 1938; Trumpler R., Weaver Н., Statistical astronomy, Berk. - Los Ang., 1953.

  Т. А. Агекян.

 


Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска


Новости 29.03.2024 14:44:52