Главная > База знаний > Большая советская энциклопедия > ЗВЁЗДНАЯ АСТРОНОМИЯ

ЗВЁЗДНАЯ АСТРОНОМИЯ

ЗВЁЗДНАЯ АСТРОНОМИЯ раздел
астрономии, исследующий общие закономерности строения, состава, динамики
и эволюции звёздных систем и изучающий реализацию этих закономерностей
в нашей звёздной системе - Галактике. Конкретные исследования др.
галактик
и иных внегалактич. объектов выделились в сер. 20 в. из 3. а. в особый
раздел астрономии - внегалактическую астрономию. В отличие от астрофизики,
к-рая изучает природу отд. звёзд и туманностей, 3. а. исследует коллективы
(ансамбли) этих объектов. 3. а. подразделяется на звёздную статистику,
звёздную кинематику и звёздную динамику.

Каждая звезда может быть
охарактеризована рядом параметров; нек-рые из них зависят от положения
звезды относительно Солнца. Такими, видимыми, характеристиками являются:
сферич. координаты звезды (в 3. а. обычно принимают галак-тич. систему
небесных
координат); видимая звёздная величина звезды в различных фотометрич.
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 гл. обр. от кол-ва 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 её
пространств. положение в Галактике, абс. звёздная величина, светимость,
истинные показатели цвета, спектральный класс, темп-pa, масса, радиус,
компоненты скорости в Галактике, истинная скорость вращения.

В определениях звёздных характеристик
3. а. тесно взаимодействует с др. разделами астрономии - астрометрией
и
астрофизикой.

Звёздная статистика. Исследование
строения Галактики, выяснение характеристик звёздного населения в различных
её областях может проводиться с помощью методов математич. статистики.
Таким путём изучают распределение звёзд, обладающих теми или иными характеристиками,
в различных направлениях или в различных областях Галактики, в т. ч. и
в коллективных членах Галактики - рассеянных звёздных скоплениях, шаровых
скоплениях, звёздных ассоциациях. Статистич. закономерности, получаемые
таким путём, наз. функциями распределения. Напр., функция блеска определяет
распределение звёзд по видимым звёздным величинам. Функции светимости показывают,
как распределены по светимостям звёзды в различных областях Галактики.
Наиболее надёжно эта функция определена для окрестностей Солнца и для близких
рассеянных скоплений. Функция звёздной плотности выражает распределение
звёзд по расстояниям в данном телесном угле. Функция поглощения света показывает,
как изменяется поглощение света звёзд (выраженное в звёздных величинах)
в данном направлении в зависимости от расстояния. Многие функции распределения
в звёздной статистике связаны между собой уравнениями. Напр., функцию блеска,
функцию звёздной плотности, функцию светимости и функцию поглощения связывают
уравнениями, наз. осы. уравнениями звёздной статистики.

Уравнения звёздной статистики,
всегда содержат наряду с функциями распределения видимых характеристик
функции распределения истинных характеристик звёзд. Одной из важных задач
звёздной статистики является использование этих уравнений для нахождения
функций истинных характеристик по полученным из наблюдений функциям видимых
характеристик. Напр., решая уравнение, Связывающее
функцию распределения видимой поверхностной звёздной плотности в шаровом
скоплении с функцией истинной пространственной звёздной плотности в этом
скоплении, находят вторую из этих функций по найденной из наблюдений первой
функции. Важную роль играют исследования многомерных распределений звёздных
характеристик, т. к. многие характеристики статистически между собой связаны.
Обычно эти стати-стич. зависимости являются сложными и потому их представляют
гл. обр. при помощи диаграмм. Напр., статистич. зависимость между спектрами
звёзд и их абс. звёздными величинами представляется диаграммой, к-рая выявляет
ряд последовательностей в звёздном населении, имеющих эволюц. смысл (см.
Герцшпрунга-
Ресселла диаграмма). Существенное значение для характеристики звёздного
населения имеют также диаграммы "цвет - абсолютная звёздная величина",
"цвет - видимая звёздная величина", "масса - абсолютная звёздная величина",
двухцветная диаграмма (для двух цветов, каждый из к-рых характеризует соотношение
энергии излучения в двух различных областях спектра звезды).

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

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

Сложность задач звёздной
статистики связана также с тем, что б. ч. звёзд Галактики, вследствие огромных
её размеров и значит. поглощения света около гл. плоскости, не может наблюдаться.
Даже в ближайших галактич. окрестностях Солнца нек-рая часть звёзд низкой
светимости ещё не выявлена. Тем не менее общее число доступных наблюдениям
звёзд так велико, что определение всех характеристик этих звёзд - непомерно
большая наблюдательная задача. Поэтому многие астрономич. обсерватории
мира ведут работу
по т. н. плану избранных площадей (предложенному в 1906 голл. астрономом
Я. Каптейном), согласно к-рому определение характеристик слабых звёзд должно
в основном производиться лишь в 206 отд. площадках, распределённых равномерно
по всему небу, и ещё дополнительно в 46 площадках, представляющих особый
интерес. При этом принимается, что закономерности, к-рые выводятся на основании
звёздных характеристик, определённых в площадках Каптейна, должны соответствовать
тем закономерностям, к-рые можно было бы получить, исследуя характеристики
всех звёзд неба. Международный астрономич. союз распределил работу по определению
различных характеристик звёзд между обсерваториями разных стран. Часть
этой работы выполняется на обсерваториях СССР.

Звёздная кинематика. Методы
кинематики (раздела механики) и математич. статистики позволяют изучать
распределения видимых кинематич. характеристик звёзд (собственное движение,
лучевая скорость, тангенциальная скорость, пространств. скорость, видимая
скорость вращения), находить распределения истинных кинематич. характеристик
(компоненты остаточной скорости, истинная скорость вращения) и делать выводы
об общих закономерностях движения звёздной системы как целого.

Хотя звёздная система состоит
из отд. тел - звёзд, разделённых большими расстояниями, в её строении и
движении наряду со свойствами прерывности наблюдаются и свойства непрерывности.
Пусть произвольная точка пространства, занимаемого звёздной системой, окружена
сферой с объёмом, малым в сравнении с объёмом всей звёздной системы, но
настолько большим, чтобы в неё попало достаточно много (напр., 1000) звёзд;
тогда среднее значение скоростей всех звёзд, находящихся в сфере, наз.
скоростью центроида этих звёзд. С изменением координат точки в звёздной
системе скорость соответствующего ей центроида изменяется медленно и почти
плавно. Поэтому в звёздной системе можно рассматривать непрерывное поле
скоростей. Естественно, что в общем случае скорость звезды не совпадает
со скоростью её центроида. В нашей Галактике, в частности, Солнце движется
по отношению к своему центроиду.

Эта скорость наз. остаточной
скоростью Солнца и входит в измеренные с Земли (движущейся вместе с Солнцем)
скорости звёзд. Разработаны методы определения остаточной скорости Солнца
по лучевым скоростям и собств. движениям звёзд. Хотя эти два метода используют
наблюдательный материал, получаемый совершенно разным путём (один из астрофизич.,
а другой из астрометрич. измерений), они приводят к хорошо согласующимся
результатам. Остаточная скорость Солнца (по отношению к совокупности всех
звёзд ярче 6-й звёздной величины) близка к 19,5 км/сек и направлена
в точку неба с координатами: прямое восхождение 18 ч и склонение ок. +
30° (стандартный апекс Солнца). Исследование скоростей центроидов показывает,
что они совершают круговые движения параллельно галактич. плоскости вокруг
оси симметрии Галактики. Угловая скорость круговых движений центроидов
в различных местах различна, т. е. Галактика вращается не как твёрдое тело;
при этом она не
расширяется и не сжимается. Лишь центр. области Галактики вращаются, по-видимому,
как твёрдое тело, с периодом ок. 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 ок. 10 кпс от центра,- ок. 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 - её скорость
по отношению к её собств. центроиду. Геометрич. сумма скорости центроида
относительно центра инерции звёздной системы и остаточной скорости звезды
равна полной скорости звезды относительно центра инерции системы. Исследование
распределения остаточных скоростей звёзд показывает, что в каждой точке
Галактики, если не рассматривать очень больших остаточных скоростей, выполняется
условие симметрии: число звёзд с остаточными скоростями, имеющими данное
направление, равно числу звёзд 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 трёх указанных направлениях
составляют соответственно ок. 41 км/сек, 28 км/сек и 21 км/сек,
если
совместно рассматриваются звёзды, относящиеся к разным составляющим Галактики.

Для больших остаточных скоростей,
превышающих для окрестностей Солнца 70 км/сек, условие симметрии
перестаёт 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, наз. асимметрией
остаточных скоростей, объясняется тем, что полная скорость звезды, равная
геометрич. 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/cек, направленной
в сторону вращения Галактики, полная скорость звезды превзошла бы критич.
скорость для окрестностей Солнца, и звезда покинула бы Галактику. Критич.
скорость в районе Солнца составляет ок. 320 км/сек.

Осн. наблюдательным материалом
звёздной
кинематики являются лучевые скорости и собств. движения звёзд. С 1946
для исследования кинематики Галактики широко используются также контуры
спектральной радиолинии с длиной волны (лямбда) = 21 см,
излучаемой
нейтральным водородом, к-рый расположен гл.обр. 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 водорода различны и расположенные
близко массы водорода не поглощают излучения, посылаемого далёкими массами.
Благодаря этому радиоизлучение на волне 21 см от самых отдалённых
областей Галактики достигает земных радиотелескопов и регистрируется ими.
Ста-тистич. методы изучения контуров линии (лямбда) = 21 см позволили
уточнить закон вращения Галактики, исследовать распределение плотности
нейтрального водорода, наметить расположение спиральных ветвей Галактики.

Всё многообразие объектов,
составляющих население звёздных систем, разделяется на два типа населения,
причём каждое из них занимает определённые области звёздных систем. Звёздное
население 1-го типа располагается близ плоскостей симметрии спиральных
галактик, концентрируясь при этом в спиральных ветвях и избегая областей
ядра. Звёздное население 2-го типа преобладает в областях спиральных галактик,
удалённых от их плоскости симметрии, оно образует ядра спиральных галактик;
из него составлены эллиптические галактики и чечевицеобразные галактики
типа SO. К 1-му типу населения относятся звёзды: бело-голубые гиганты и
сверхгиганты, долгопериодич. цефеиды, новые и сверхновые звёзды, а также
рассеянные звёздные скопления, водородные облака, пылевые туманности. Звёздное
население 2-го типа слагается из звёзд: красных субкарликов, красных гигантов,
короткопериодических цефеид, а также из шаровых скоплений.

Идея разделения населения
галактик более подробно разработана в представлении о подсистемах звёздных
систем. Звёздные подсистемы, в к-рые входят все объекты того или
иного спектрального класса или типа, отличаются индивидуальными значениями
характеристик пространств. расположения (градиентами звёздной плотности
вдоль радиуса Галактики и перпендикулярного её "плоскости симметрии) и
особенностями распределения скоростей объектов. Подсистемы различных объектов
взаимно проникают друг в друга, и звёздная система является, т. о.,
совокупностью
подсистем. Каждая подсистема приближённо представляет собой сплюснутый
эллипсоид вращения, причём сплюснутость у различных подсистем различна.
В соответствии с этим их относят к трём составляющим Галактики: плоской,
сферической и промежуточной.

Звёздная динамика. Этот раздел
3. а. изучает закономерности движений звёзд в силовом поле звёздной системы
и эволюцию звёздных систем вследствие движений звёзд. Звёздные системы
являются самогравитирующими, т. е. совокупность звёзд системы сама создаёт
то гравитац. силовое поле, к-рое управляет движением каждой звезды. Гравитац.
поле звёздной системы имеет сложную Структуру. Вследствие того что гравитац.
сила точечной массы убывает пропорционально квадрату расстояния, т. е.
не очень быстро, в каждой точке большей части объёма звёздной системы суммарная
гравитац. сила всех объектов, составляющих звёздную систему, значительно
превосходит гравитац.
силу ближайшего к этой точке объекта. С другой стороны, в непосредств.
окрестности звёзд, плотных звёздных скоплений или др. компактных объектов
сила притяжения такого объекта сравнима с суммарной гравитац. сплои всех
остальных объектов или может даже превосходить её. Т. о., исследуя структуру
силового поля звёздной системы, приходится рассматривать его как сумму
1) регулярного поля системы, т. е. поля, создаваемого системой в целом,
отражающего свойства непрерывности звёздной системы, и 2) иррегулярного
поля, создаваемого силами, возникающими при сближениях звёзд, к-рое отражает
свойства прерывности, дискретности строения звёздной системы. Иррегулярные
силы носят характер случайных сил. Чем больше тел в звёздной системе, тем
большую роль в её динамике играют регулярные силы и тем меньше роль иррегулярных
сил.

При формировании звёздной
системы ей, как правило, свойственно нестационарное состояние. Под действием
регулярного и иррегулярного силового поля системы в ней изменяется распределение
звёзд и распределение скоростей звёзд. Постепенно звёздная система приближается
к стационарному состоянию. Т. к. в системе, содержащей большое число звёзд,
регулярное поле действует быстрее иррегулярного, сначала достигается стационарность
в регулярном поле. В этом состоянии регулярное поле уже не изменяет распределение
звёзд и их скоростей. Время, необходимое для перехода в состояние, стационарное
в регулярном поле, обратно пропорционально корню квадратному из плотности
материи в системе. Для звёздных систем это время составляет десятки или
сотни миллионов лет. В состоянии, стационарном лишь в регулярном поле,
иррегулярное поле продолжает изменять распределение звёзд и их скоростей,
приближая систему к состоянию, стационарному также и в иррегулярном поле.
.Звёздная система не может достигнуть полной стационарности, т. к. в результате
действия иррегулярных сил нек-рые звёзды приобретают скорость, большую
критической, и покидают систему. Этот процесс продолжается непрерывно.
Состояние, при к-ром все изменения распределений звёзд и их скоростей являются
следствием только непрерывного медленного ухода звёзд из системы, наз.
состоянием, квазистационарным в иррегулярном поле. Время достижения квазистационарного
состояния наз. 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 звёздной системы под действием
её иррегулярного поля приблизительно в 40 раз больше, чем время релаксации.
Чем быстрее вращается звёздная 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 звёзд. Имеются основания
считать, что б. ч. звёзд 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 центр. 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. Нек-рые 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. Звёздная система, достигшая состояния, стационарного в регулярном
поле, имеет плоскость симметрии и перпендикулярную ей ось симметрии. Звёздная
система с равным нулю гл. моментом вращения в состоянии, стационарном в
регулярном поле, может быть сферически симметрична. В квазистационарном
состоянии она обязательно сферически симметрична. Траектории звёзд 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 трёхмерную
область - тор.

Осн. задачей звёздной
динамики является исследование закономерностей строения и эволюции
звёздных систем па основе изучения действующих в них сил. Одним из методов
таких исследований является построение теоретич. моделей звёздных систем
для разных стадий их эволюции, соответствующих конкретным наблюдаемым звёздным
системам, в т. ч. пашей Галактике, др. галактикам, скоплениям галактик,
а также рассеянным и шаровым звёздным скоплениям. В теоретич. модели должны
быть полностью согласованы взаимно влияющие друг па друга распределение
звёзд и их движения. Строят также эмпирич. модели Галактики и др. галактик,
осн. на наблюдаемых данных о распределении плотности материи в них. В эмпирич.
моделях нет полного согласования распределения звёзд и их движений.

Историческая справка. Начало
3. а. было положено в кои. 18 в. англ. астрономом В. Гершелем. который
выполнил несколько статистических исследовании ("обозрений") звёздного
неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа в
разных участках неба, он обнаружил явление галактич. концентрации, т. е.
возрастание числа звёзд по мере приближения к галактич. экватору. Это указало
на сплюснутость пашей звёздной системы. Гершель построил первую модель
пашей 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 преде лами Солнечной обр.
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 водорода
различны и расположенные близко массы водорода не поглощают излучения,
посылаемого далёкими массами. Благодаря этому радиоизлучение на волне 21
см
от самых отдалённых областей Галактики достигает земных радиотелескопов
и регистрируется ими. Статистич. методы изучения контуров линии (лямбда)
= 21 см позволили уточнить закон вращения Галактики, исследовать
распределение плотности нейтрального водорода, наметить расположение спиральных
ветвей Галактики.

Всё многообразие объектов,
составляющих население звёздных систем, разделяется на два типа населения,
причём каждое из них занимает определённые области звёздных систем. Звёздное
население 1-го типа располагается близ плоскостей симметрии спиральных
галактик, концентрируясь при этом в спиральных ветвях и избегая областей
ядра. Звёздное население 2-го типа преобладает в областях спиральных галактик,
удалённых от их плоскости симметрии, оно образует ядра спиральных галактик;
из него составлены эллиптические галактики и чечевицеобразные галактики
типа SО. К 1-му типу населения относятся звёзды: бело-голубые гиганты и
сверхгиганты, долгопериодич. цефеиды, новые и сверхновые звёзды, а также
рассеянные звёздные скопления, водородные облака, пылевые туманности. Звёздное
население 2-го типа слагается из звёзд: красных субкарликов, красных гигантов,
короткопериодических цефеид, а также из шаровых скоплений.

Идея разделения населения
галактик более подробно разработана в представлении о подсистемах звёздных
систем. Звёздные подсистемы, в к-рые входят все объекты того или
иного спектрального класса или типа, отличаются индивидуальными значениями
характеристик пространств. расположения (градиентами звёздной плотности
вдоль радиуса Галактики и перпендикулярного её плоскости симметрии) и особенностями
распределения скоростей объектов. Подсистемы различных объектов взаимно
проникают друг в друга, и звёздная система является, т. о., совокупностью
подсистем. Каждая подсистема приближённо представляет собой сплюснутый
эллипсоид вращения, причём сплюснутость у различных подсистем различна.
В соответствии с этим их относят к трём составляющим Галактики: плоской,
сферической и промежуточной.

Звёздная динамика. Этот раздел
3. а. изучает закономерности движений звёзд в силовом поле звёздной системы
и эволюцию звёздных систем вследствие движений звёзд. Звёздные системы
являются самогравитирующими, т. е. совокупность звёзд системы сама создаёт
то гравитац. силовое поле, к-рое управляет движением каждой звезды. Гравитац.
поле звёздной системы имеет сложную структуру. Вследствие того что гравитац.
сила точечной массы убывает пропорционально квадрату расстояния, т. е.
не очень быстро, в каждой точке большей части объёма звёздной системы суммарная
гравитац. сила всех объектов, составляющих звёздную систему, значительно
превосходит гравитац.
силу ближайшего к этой точке объекта. С другой стороны, в непосредств.
окрестности звёзд, плотных звёздных скоплений или др. компактных объектов
сила притяжения такого объекта сравнима с суммарной гравитац. силой всех
остальных объектов или может даже превосходить её. Т. о., исследуя структуру
силового поля звёздной системы, приходится рассматривать его как сумму
1) регулярного поля системы, т. е. поля, создаваемого системой в целом,
отражающего свойства непрерывности звёздной системы, и 2) иррегулярного
поля, создаваемого силами, возникающими при сближениях звёзд, к-рое отражает
свойства прерывности, дискретности строения звёздной системы. Иррегулярные
силы носят характер случайных сил. Чем больше тел в звёздной системе, тем
большую роль в её динамике играют регулярные силы и тем меньше роль иррегулярных
сил.

При формировании звёздной
системы ей, как правило, свойственно нестационарное состояние. Под действием
регулярного и иррегулярного силового поля системы в ней изменяется распределение
звёзд и распределение скоростей звёзд. Постепенно звёздная система приближается
к стационарному состоянию. Т. к. в системе, содержащей большое число звёзд,
регулярное поле действует быстрее иррегулярного, сначала достигается стационарность
в регулярном поле. В этом состоянии регулярное поле уже не изменяет распределение
звёзд и их скоростей. Время, необходимое для перехода в состояние, стационарное
в регулярном поле, обратно пропорционально корню квадратному из плотности
материи в системе. Для звёздных систем это время составляет десятки или
сотни миллионов лет. В состоянии, стационарном лишь в регулярном поле,
иррегулярное поле продолжает изменять распределение звёзд и их скоростей,
приближая систему к состоянию, стационарному также и в иррегулярном поле.
Звёздная система не может достигнуть полной стационарности, т. к. в результате
действия иррегулярных сил нек-рые звёзды приобретают скорость, большую
критической, и покидают систему. Этот процесс продолжается непрерывно.
Состояние, при к-ром все изменения распределений звёзд и их скоростей являются
следствием только непрерывного медленного ухода звёзд из системы, наз.
состоянием, квазистационарным в иррегулярном поле. Время достижения квазистационарного
состояния наз. 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 звёздной системы под действием
её иррегулярного поля приблизительно в 40 раз больше, чем время релаксации.
Чем быстрее вращается звёздная система, тем медленнее протекает процесс
распада.

Возраст галактик не превосходит
десятков млрд. лет, время релаксации для них в сотни или тысячи раз больше;
поэтому галактики далеки от достижения квазистационарного состояния. Нек-рые
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. Звёздная
система, достигшая состояния, стационарного в регулярном поле, имеет плоскость
симметрии и перпендикулярную ей ось симметрии. Звёздная система с равным
нулю гл. моментом вращения в состоянии, стационарном в регулярном поле,
может быть сферически симметрична. В квазистационарном состоянии она обязательно
сферически симметрична. Траектории звёзд 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 трёхмерную область -
тор.

Осн. задачей звёздной
динамики является исследование закономерностей строения и эволюции
звёздных систем на основе изучения) действующих в них сил. Одним из методов
таких исследований является построение теоретич. моделей звёздных систем
для разных стадий их эволюции, соответствующих конкретным наблюдаемым звёздным
системам, в т. ч. нашей Галактике, др. галактикам, скоплениям галактик,
а также рассеянным и шаровым звёздным скоплениям. В теоретич. модели должны
быть полностью согласованы взаимно влияющие друг на друга распределение
звёзд и их движения. Строят также эмпирич. модели Галактики и др. галактик,
осн. на наблюдаемых данных о распределении плотности материи в них. В эмпирич.
моделях нет полного согласования распределения звёзд и их движений.

Историческая справка.
Начало 3. а. было положено в кон. 18 в. англ. астрономом В. Гершелем, который
выполнил несколько статистических исследовании ("обозрений") звёздного
неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа в
разных участках неба, он обнаружил явление галактич. концентрации, т. е.
возрастание числа звёзд по мере приближения к галактич. экватору. Это указало
на 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
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.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я