| 13986122 15360 8522 910 1а сплюснутость нашей звёздной системы. Гершель построил первую модель нашей звёздной системы - Галактики, определил направление движения Солнца по отношению к окрестным звёздам. Он открыл большое число двойных звёзд, обнаружил у некоторых из них орбитальное движение и таким образом доказал физич. природу их двойственности, а также то, что закон всемирного тяготения И. Ньютона справедлив и за пределами Солнечной системы. В 1847 рус. астроном В. Я. Струве, изучая строение Галактики, высказал утверждение о существовании поглощения света в межзвёздном пространстве и об увеличении звёздной плотности (пространственной) при приближении к плоскости симметрии Галактики.
В сер. 19 в. рус. астроном М. А. Ковальский и англ. астроном Дж. Эри разработали аналитич. методы определения скорости Солнца по собств- движениям звёзд. В кон. 19 в. X. Зелигер и К. Шварцшильд в Германии развили методы исследования пространств. распределения звёзд по их подсчётам. В нач. 20 в. голл. астроном Я. Каптейн обнаружил преимуществ. направление движений звёзд и предложил гипотезу о существовании двух движущихся навстречу друг другу потоков звёзд. Затем Шварцшильд выдвинул предположение об эллипсоидальном законе распределения скоростей (остаточных) звёзд, более естественно объясняющее наблюдаемые закономерности в движениях звёзд. К этому же времени (до 1922) относятся выполненные Каптейном исследования строения Галактики на основании результатов звёздных подсчётов и анализа собств. движений звёзд. Несмотря на то, что ещё в сер. 19 в. Струве пришёл к заключению о существовании поглощения света в Галактике, в нач. 20 в. преобладало убеждение о полной прозрачности межзвёздного пространства. Поэтому кажущееся поре-дение звёзд по мере удаления от Солнца по всем направлениям, вызываемое гл. обр. поглощением света в межзвёздном пространстве, принималось за действительное уменьшение звёздной плотности по всем направлениям от Солнца. В моделях Каптейна Солнце находилось в центре Галактики.
В 1-й четв. 20 в. астрономы Гарвардской обсерватории (США) закончили обзор спектров сотен тысяч звёзд, а голландский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Ресселл обнаружили в это же время разделение звёзд поздних спектральных классов на гиганты и карлики и построили диаграмму "спектр - светимость", отражающую статистич. зависимость между спектром звезды и её светимостью. В 1918 амер. астроном X. Шепли нашёл, 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 амер. астрономы Дж. Ричи и X. Кёртис обнаружили в туманностях, имеющих вид спиралей, неожиданно появляющиеся, а затем исчезающие слабые звёзды и определили, что это новые звёзды, 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 амер. астроном Э. Хаббл при помощи 2,5-м телескопа разложил (разрешил) на звёзды внешние области трёх спиральных туманностей, в т. ч. туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 амер. астроном У. Бааде при помощи 5-м телескопа разрешил на звёзды неск. эллиптич. туманностей и ядра упомянутых спиральных туманностей. Этим окончательно было доказано, что, помимо нашей Галактики, существуют др. звездные системы; их назвали галактиками.
В 1927 голл. астроном Я. Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собств. движениях и лучевых скоростях звёзд обнаружил явление вращения, определил его осн. характеристики. Направление на центр вращения совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений. В 1932 сов. астроном К. Ф. Огородников развил теорию кинематики звёздных систем, в частности Галактики, в к-рой звёздная система рассматривается не просто как собрание отд. движущихся звёзд, а как единая система, в движении к-рой участвует весь объём занимаемого ею пространства. В 1915-20 Дж. Джине и А. Эддингтон (Великобритания), а позднее В. А. Амбарцумян (СССР) и С. Чандрасекар (США) разработали основы звёздной динамики. Б. Линдблад (Швеция) вывел осн. динамич. соотношения для Галактики. В 1930 амер. астроном Р. Трамплер, исследуя большое число рассеянных скоплений, определил, что их расстояния искажаются наличием поглощения света в межзвёздном 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 галактич. 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, к-рые определили особенности распределения и кинематики звёзд различных типов. Выяснилось, что распределение и кинематика тесно связаны с проблемами происхождения и эволюции звёзд данного типа, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли. Амбарцумян обнаружил, что горячие звёзды-гиганты (спектральные классы О и В0 - В2) образуют группировки, получившие назв. звёздных ассоциаций. Звёздные ассоциации неустойчивы, следовательно входящие в их состав звёзды - молоды. Их возраст оказался равным 105 - 107 лет, т. е. намного меньше возраста Земли, Солнца, большей части звёзд Галактики, самой Галактики и др. галактик, к-рый оценивается в миллиарды лет (до десяти миллиардов лет). Т. о., существование звёздных ассоциаций Свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается.
Сов. астрономы П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и их сотрудники изучили распределение и кинематику звёзд различных типов, в т. ч. переменных звёзд, и установили, что Галактика представляет собой совокупность подсистем, каждая из к-рых имеет свои особенности. Бааде указывал на существование двух типов звёздного населения. Большое значение для 3. а. имело развитие методов радиоастрономич. наблюдений. Радионаблюдения позволили изучить структуру ядра Галактики, уточнить положение ее плоскости симметрии. Исследование профилей линии с длиной волны[921-1.jpg] излучаемой нейтральным водородом (первая работа опубл. С. ван де Холстом, С. Мюллером и Я. Сортом в 1954), дало возможность определить закон вращения Галактики для значит. диапазона расстояний и получить сведения о расположении спиральных ветвей в Галактике. Начало 2-й пол. 20 в. характеризуется усиленным развитием исследований в области звёздной динамики - изучением роли регулярных и иррегулярных сил в звёздных системах и получением оценок возраста различных систем, изучением распределения скоростей звёзд, построением моделей сферич. и вращающихся систем, определением особенностей орбит звёзд в звёздных системах, исследованием различного вида неустойчивоссти звёздных систем. Важное значение приобрели методы прямого решения звёздно-динамич. задач при помощи численного решения на ЭВМ уравнений движения я тел.
В 20 в. исследования в области 3. а. ведутся на большинстве астрономич. 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., Звездная астрономия, пер. с польск., М., 1959; Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 2, М., 1962, гл. 2, 18 - 21; Строение звездных систем, пер. с нем., М., 1962; Кинематика и динамика звёздных систем, М., 1968; Курт Р., Введение в звездную статистику, пер. с англ., М., 1969; Рahlеn Е. von, Lehrbuch der Stellarstatistik, Lpz., 1937; Smart W. M., Stellar dynamics, Camb., 1938; Trumpier R., Weaver H., Statistical astronomy, Berk. - Los Ang., 1953. Т. А.Агекян.
ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА (видимая), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой, Солнцем и т. п.) на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Обычно предполагается, что в значения 3. в. внесены поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и 3. в. являются, т. о., внеатмосферными. Впервые понятие 3. в. было введено во2 в. до н. э. Гиппархом, к-рый все звёзды, видимые невооружённым глазом, разделил на 6 величин. К 1-й 3. в. были отнесены самые яркие звёзды, а к 6-й- самые слабые (из доступных невооружённому глазу). 3. в. т связаны с соответствующими им освещённостями Е зависимостью[921-2.jpg]
Значение коэфф. k, по предложению англ. астронома Н. Р. Погсона (сер. 19 в.), принято равным -2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная Со - её нульпункт. Изменению 3. в. на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его 3. в.; 3. в. могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С0 определяется по результатам измерений нек-рой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. На практике произвести измерения блеска со строгим соблюдением общепринятого нульпункта и шага шкалы довольно трудно. В связи с этим параметры к и Со в различных фотометрич.каталогах небесных светил могут несколько отличаться друг от друга, что выявляется при их сравнении.
В зависимости от методики измерений различают 3. в. визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра)| фотографич. (по фотоснимкам), фотоэлектрич. (с помощью фотоэлектрич. фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). 3. в., полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматич. или панхроматич. эмульсией через жёлтый светофильтр, наз. фотовизуальными (такие 3. в. близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять 3. в., относящиеся к разным фотометрич. системам. В интернациональных фотографич. и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Сев. полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в к-рых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в к-рой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500 А), синей В (4350 А) и жёлтой V (5550 А) частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными величинами интернациональной системы. В дополнение к системе UBV употребляют 3. в. в красной и инфракрасной областях спектра: R (0,7 мкм), I (0,90 мкм), J (1,25 мкм), К (2,2 мкм) и L (3,7 мкм) и т.д. При установлении любых новых систем 3. в. принято, что для неск. выбранных звёзд гл. последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы спектрального класса АО все виды 3. в. совпадают. Стандартами 3. в. в системе UBVRIJKL... служат неск. десятков звёзд, расположенных на всём небе. Разности 3. в., полученных в различных фотометрич. системах, характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд. Они наз. показателями цвета, напр. В - V, U - В и др.
Фотоэлектрически измерены 3. в. и показатели цвета св. 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет ок. 0,01- 0,02 3. в. Точность фотографич. и визуальных измерений ок. 0,05-0,1 3. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет 3. в. V = -1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й 3. в. Звёздная величина Солнца V =-26,78, полной Луны V = - 12,71. 3. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = -13,78.
Абсолютной 3. в. наз. 3. в., к-рую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные 3. в. (в отличие от видимых) характеризуют физич. свойства самих светил, их светимости. Абсолютная 3. в. М связана с видимыми 3. в. m зависимостью:
[921-3.jpg]
где г - расстояние до светила, выраженное в парсеках.
Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, "Успехи астрономических наук", 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, "Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории", 1962, т. 27. А. С. Шаров.
ЗВЁЗДНАЯ ДИНАМИКА, динамика звёздных систем, раздел звёздной астрономии, в к-ром изучаются закономерности движений звёзд в гравитационном поле звёздной системы и, как следствие этого, эволюция звёздных систем. В 3. д. сочетаются методы аналитич. механики и статистич. физики. Средств только первой недостаточно, т. к. число звёзд в звёздных системах (за исключением кратных звёзд) велико. Хотя галактики содержат, кроме звёзд, ещё пыль и газ, движение к-рых определяется не только гравитационными силами, но и силами светового давления, а также силами магнитного поля звёздной системы, осн. задачей 3. д. является исследование движений звёзд, т. к. именно в звёздах сосредоточена подавляющая часть всего вещества галактик. Осн. типом звёздных систем, изучаемых в 3. д., являются галактики и в особенности наша Галактика. Изучаются также шаровые и рассеянные звёздные скопления, кратные звёзды, скопления галактик.
Важной проблемой 3. д. сер. 20 в. является проблема релаксации, связанная с исследованием возможных путей эволюции звёздных систем от нек-рых первоначальных состояний к состоянию, характеризуемому наблюдаемым в совр. эпоху распределением скоростей звёзд. Значит. место в исследованиях по 3. д. занимает проблема спиральной и кольцевой структуры галактик и др.
Лит. см. при ст. Звёздная астрономия.
ЗВЁЗДНАЯ КИНЕМАТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. 3. к. изучает движения звёзд, освобождённые от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т. п. Осн. кинематич. характеристиками галактич. объектов являются их собственные движения[921-4.jpg] (см. Собственное движение звезды) и лучевые скорости vr, к-рые связаны с пространственной скоростью звезды v относительно Солнца соотношением:
[921-5.jpg]
где r - расстояние от звезды до Солнца (здесь V, и v выражены в км/сек, r - в пс). Движение любой группы звёзд в пространстве можно характеризовать её средним движением (движением центроида группы) относительно Солнца и параметрами распределения остаточных скоростей, т. е. разностей скоростей звёзд центроида.
До нач. 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистич. исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математич. теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:
[921-6.jpg]
Величины h,k,l характери |
