В 1-й четверти 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 статистическую зависимость между спектром звезды и её светимостью. В 1918 американский астроном Х. 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 американские астрономы Дж. Ричи и Х. 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 американский астроном Э. Хаббл при помощи 2,5- мтелескопа разложил (разрешил) на звёзды внешние области трёх спиральных туманностей, в том числе туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 американский астроном У. Бааде при помощи 5 -мтелескопа разрешил на звёзды 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 звёзд 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 звёздных систем, в частности Галактики, в которой звёздная система рассматривается не просто как собрание отдельных движущихся звёзд, а как единая система, в движении которой 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 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 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 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 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 0 и В0 - В2) образуют группировки, получившие название звёздных ассоциаций.Звёздные ассоциации неустойчивы, следовательно входящие в их состав звёзды - молоды. Их возраст оказался равным 10 5-10 7лет, т. е. намного меньше возраста Земли, Солнца, большей части звёзд Галактики, самой Галактики и др. галактик, который оценивается в миллиарды лет (до десяти миллиардов лет). Т. о., существование звёздных ассоциаций свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается.
Советские астрономы П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и их сотрудники изучили распределение и кинематику звёзд различных типов, в том числе переменных звёзд, и установили, что Галактика представляет собой совокупность подсистем, каждая из которых имеет свои особенности. Бааде указывал на существование двух типов звёздного населения. Большое значение для З. а. имело развитие методов радиоастрономических наблюдений. Радионаблюдения позволили изучить структуру ядра Галактики, уточнить положение её плоскости симметрии. Исследование профилей линии с длиной волны l = 21 см,излучаемой нейтральным водородом (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 звёздной динамики - изучением роли регулярных и иррегулярных сил в звёздных системах и получением оценок возраста различных систем, изучением распределения скоростей звёзд, построением моделей сферических и вращающихся систем, определением особенностей орбит звёзд в звёздных системах, исследованием различного вида неустойчивости звёздных систем. Важное значение приобрели методы прямого решения звёздно-динамических задач при помощи численного решения на ЭВМ уравнений движения nтел.
В 20 в. исследования в области З. а. 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., 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; Pah1en Е. von, Lehrbuch der Stellarstatistik, Lpz., 1937; Smart W. М., Stellar dynamics, Camb., 1938; Trumpler R., Weaver Н., Statistical astronomy, Berk. - Los Ang., 1953.
Т. А. Агекян.
Звёздная величина
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 З. в. внесены поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и З. в. являются, т. о., внеатмосферными. Впервые понятие З. в. было введено во 2 в. до н. э. Гиппархом, который все звёзды, видимые невооружённым глазом, разделил на 6 величин. К 1-й З. в. были отнесены самые яркие звёзды, а к 6-й - самые слабые (из доступных невооружённому глазу). З. в. mсвязаны с соответствующими им освещённостями Езависимостью
m= klg E + C o.
Значение коэффициента k,по предложению английского астронома Н. Р. Погсона (середина 19 в.), принято равным - 2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная С 0- её нульпункт. Изменению З. в. на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его З. в.; З. в. могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С 0определяется по результатам измерений некоторой 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 kи С 0в различных фотометрических каталогах небесных светил могут несколько отличаться друг от друга, что выявляется при их сравнении.
В зависимости от методики измерений различают З. в. визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по фотоснимкам), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). З. в., полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (такие З. в. близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять З. в., относящиеся к разным фотометрическим системам. В интернациональных фотографических и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Северного полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в которых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500
), синей В (4350
) и жёлтой V (5550
) частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными величинами интернациональной системы. В дополнение к системе UBV употребляют З. 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 З. в. принято, что для нескольких выбранных звёзд главной последовательности
Герцшпрунга - Ресселла диаграммы
спектрального класса АО все виды З. в. совпадают. Стандартами З. в. в системе UBVRIJKL... служат несколько десятков звёзд, расположенных на всём небе. Разности З. в., полученных в различных фотометрических системах, характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд. Они называются показателями цвета, например B - V, U - В и др.
Фотоэлектрически измерены З. в. и показатели цвета свыше 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет около 0,01-0,02 З. в. Точность фотографических и визуальных измерений около 0,05-0,1 З. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет З. в. V = -1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й З. в. Звёздная величина Солнца V = -26,78, полной Луны V = -12,71. З. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = -13,78.
Абсолютной З. в. называется З. в., которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек.Абсолютные З. в. (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная З. в. Мсвязана с видимыми З. в. mзависимостью:
М= m+ 5 - 51gr,
где r -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
Звёздная дина'мика,динамика звёздных систем, раздел звёздной астрономии,в котором изучаются закономерности движений звёзд в гравитационном поле звёздной системы и, как следствие этого, эволюция звёздных систем. В З. д. сочетаются методы аналитической механики и статистической 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 которых определяется не только гравитационными силами, но и силами светового давления, а также силами магнитного поля звёздной системы, основной задачей З. д. является исследование движений звёзд, т.к. именно в звёздах сосредоточена подавляющая часть всего вещества галактик. Основным типом звёздных систем, изучаемых в З. д., являются галактики и в особенности наша Галактика. Изучаются также шаровые и рассеянные звёздные скопления, кратные звёзды, скопления галактик.
Важной проблемой З. д. середины 20 в. является проблема релаксации, связанная с исследованием возможных путей эволюции звёздных систем от некоторых первоначальных состояний к состоянию, характеризуемому наблюдаемым в современную эпоху распределением скоростей звёзд. Значительное место в исследованиях по З. д. занимает проблема спиральной и кольцевой структуры галактик и др.
Лит.см. при ст. Звёздная астрономия .
Звёздная кинематика
Звёздная кинема'тика,раздел звёздной астрономии,изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. З. к. изучает движения звёзд, освобожденные от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т.п. Основными кинематическими характеристиками галактических объектов являются их собственные движения m’’ a, m’’ d(см. Собственное движение звезды ) и лучевые скоростиv r, которые связаны с пространственной скоростью звезды vотносительно Солнца соотношением:
v 2=(4,74m’’ ar) 2+ (4,74m’’ dr) 2+ v r 2,
где r- расстояние от звезды до Солнца (здесь V rи vвыражены в км/сек, r -в nc) .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 начала 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистические исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математическую теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:
Величины h, k, lхарактеризуют дисперсии компонентов скоростей в направлении гл. осей u, v, w, N -число исследуемых звёзд. Поверхностями равной плотности концов векторов скоростей являются в общем случае трёхосные эллипсоиды, направления больших полуосей которых близки к направлению на центр Галактики.
Отношения полуосей, пропорциональных дисперсиям остаточных скоростей, примерно постоянны для различных групп звёзд и составляют 1: 0,6: 0,5. Однако их абсолютные значения зависят от того, к какой составляющей Галактики принадлежат исследуемые объекты. Так, для звёзд спектральных классов О и В - типичных представителей плоской составляющей средняя квадратичная скорость равна приблизительно 10 км/сек,а для объектов сферической составляющей - порядка 100 км/сек.Эти различия являются следствием неодинаковых условий формирования и возраста звёзд разных составляющих.
Скорость Солнца v 0может быть определена путём анализа движений различных групп звёзд. По отношению к видимым невооружённым глазом звёздам Солнце движется со скоростью v 0= 19,5 км/секв направлении: прямое восхождение 18 ч,склонение около + 30° (т. н. стандартный апекс). Относительно некоторых др. групп звёзд v 0 достигает »140 км/сек.Разность скоростей Солнца относительно двух центроидов характеризует взаимное движение центроидов, подчинённое определённым закономерностям. Проекции концов векторов скорости Солнца для различных групп звёзд на галактическую плоскость располагаются примерно на одной прямой, проходящей в направлении галактических долгот 90°-270°. Объяснение этой закономерности дал шведский астроном Б. Линдблад, предположив, что Галактика состоит из взаимопроникающих подсистем, вращающихся с разными скоростями вокруг одной и той же оси, проходящей через центр Галактики перпендикулярно к её плоскости. Звёзды, относительно которых Солнце имеет скорость 19,5 км/сек,вращаются наиболее быстро. Исследование вращения Галактики показывает, что на расстоянии Солнца оно происходит по законам, промежуточным между законами вращения твёрдого тела и законами Кеплера (ближе к последним). Влияние дифференциального эффекта вращения Галактики на компоненты собственных движений D ( lи D mbв галактических координатах lи bи лучевые скорости D v rдля звёзд в пределах около 1 kncот Солнца выражаются формулами, предложенными голландским астрономом Я. Оортом (1927):
D v r = Arsin 21 cos 2b; D ( l= Acos 2 l + В;
D mb= -Arsin 21sin bcos b.
Вращение Галактики на расстоянии Солнца может быть описано следующими значениями параметров (постоянных Оорта): А= 15 ( км/сек) /кnc; В = -10 ( км/сек) /кnc.
Лит.см. при ст. Звёздная астрономия.
Е. Д. Павловская.
«Звёздная палата»
«Звёздная пала'та»(англ. Court of Star Chamber), высшее судебное учреждение Англии в 15-17 вв. (получило название от украшенного звёздами потолка зала в королевском дворце в Вестминстере). Создана в 1487 Генрихом VII главным образом для борьбы с мятежными феодалами; позднее, при Елизавете I Тюдор и особенно при первых Стюартах, «З. п.» превратилась в орудие подавления противников феодально-абсолютистского строя и англиканской церкви. Была упразднена во время Английской революции 17 в. актом Долгого парламента (1641).
Звёздная плотность
Звёздная пло'тностьв Галактике, число звёзд, содержащихся в объёме, равном 1 кубическому парсеку в данном месте звёздной системы. Звёздная плотность монотонно убывает с удалением от оси симметрии и плотности симметрии Галактики. В окрестностях Солнца она составляет около 0,12 звезды на кубический парсек.
Звёздная статистика
Звёздная стати'стика,раздел звёздной астрономии,изучающий методами математической статистики пространственное распределение звёзд, обладающих сходными физическими характеристиками, и различные статистические зависимости между характеристиками звёзд. Начало З. с. было положено В. Гершелем,который в конце 18 в. обнаружил рост числа звёзд, видимых в его телескоп, по мере приближения к плоскости Млечного Пути (т. н. галактическая концентрация) и объяснил это сплюснутостью нашей Галактики. Одной из важных задач З. с. является определение звёздной плотности D( r), т. е. числа звёзд в единице объёма в данном направлении на расстоянии r. При решении этой задачи чаще всего используются статистические методы, т. к. непосредственно определить расстояние можно либо до ближайших к Солнцу объектов ( r< 100 nc), либо до некоторых особых типов звёзд, например переменных звёзд.
Широкое применение в З. с. получили дифференциальная функция распределения звёзд по видимым звёздным величинам А( м) и интегральная функция N( m) ,указывающая число звёзд ярче данной звёздной величины m,а также функция распределения звёзд по их абсолютным звёздным величинам, т. н. функция светимости j(М). Функции А ( м) и N( m) непосредственно определяются по подсчётам звёзд данной видимой величины или звёзд ярче этой величины. Функцию светимости можно определить путём решения интегральных уравнений З. с. Функция А( м) связана с функцией звёздной плотности D( r) и функцией светимости j( М) соотношением (первое интегральное уравнение З. с.):
где w - выбранный телесный угол. С помощью среднего параллакса
звёзд видимой величины mвыводится соотношение (второе интегральное уравнение З. с.):
Эти уравнения используются как для определения D( r), так и j( М). Чаще всего уравнения З. с. решаются численными методами. Оба приведённых уравнения называются уравнениями Шварцшильда (по имени немецкого астронома К. Шварцшильда, который вывел их в 1910).
В предположении существования межзвёздного поглощения света интегральные уравнения сохраняют свой вид, но в результате их решения получается видимая звёздная плотность D'( r) , спомощью которой, если известна зависимость поглощения света от расстояния, т. е. функция поглощения света А( r) ,можно определить истинную звёздную плотность D( r) .
При исследовании распределения небесных объектов удобен метод, предложенный в 1937 советским астрономом М. А. Вашакидзе и независимо от него голландским астрономом Я. Оортом в 1938. Этот метод позволяет исследовать распределение звёздной плотности в произвольном направлении, если известно её распределение в направлении, перпендикулярном галактической плоскости. Таким путём установлено, что звёздная плотность имеет общую тенденцию расти в направлении на центр Галактики, а Солнце располагается между двумя местными сгущениями, которые можно отождествить со спиральными ветвями Галактики.
Метод Вашакидзе - Оорта был применен советским астрономом Б. В. Кукаркиным (1947) для исследования пространственного распределения переменных звёзд. Было показано, что различные типы переменных звёзд характеризуются различной степенью концентрации к плоскости Галактики и к галактическому центру, причём параметры пространственного распределения звёзд связаны с их кинематическими характеристиками (см. Звёздные подсистемы ) .
Лит.см. при ст. Звёздная астрономия.
Е. Д. Павловская.
Звёздное время
Звёздное вре'мя,система счёта времени, в основе которой лежат звёздные сутки ; применяется при различных астрономических наблюдениях. См. Время.
Звёздное небо
Звёздное не'бо,совокупность светил, видимых ночью на небесном своде. Невооружённым глазом на ночной половине неба при хороших условиях можно видеть одновременно около 2,5 тыс. звёзд (до 6-й звёздной величины), большинство которых расположено вблизи полосы Млечного Пути. Применение телескопа позволяет наблюдать значительно большее число звёзд (см. табл. 1).
Табл. 1. - Количество звёзд на звёздном небе
| Звёздная величина (визуальная) | Количество звёзд до данной звёздной величины | 3вёздная величина (визуальная) | Количество звёзд до данной звёздной величины |
| 1 | 13 | 12 | 2,3 млн. |
| 2 | 40 | 13 | 5,7 млн. |
| 3 | 100 | 14 | 14,0 млн. |
| 4 | 500 | 15 | 32,0 млн. |
| 5 | 1600 | 16 | 71,0 млн. |
| 6 | 4800 | 17 | 150,0 млн. |
| 7 | 15000 | 18 | 300,0 млн. |
| 8 | 42000 | 19 | 550,0 млн. |
| 9 | 125 000 | 20 | 1 млрд. |
| 10 | 350 000 | 21 | 2 млрд. |
| 11 | 900 000 |
Для удобства ориентировки З. н. разделено на участки, называемые созвездиями . В каждом созвездии наиболее яркие звёзды образуют характерные группы, которые после тренировки можно легко распознавать на небе. Разделение звёзд на главнейшие созвездия, в том числе и зодиакальные (см. Зодиак ) ,относится к глубокой древности. Названия созвездий заимствованы частично из греческой мифологии (например, Андромеда, Персей, Дельфин и др.) или связаны с различными занятиями древних народов - земледелием, скотоводством, охотой (например, Дева с Колосом, Волопас, Рыба, Заяц и др.).
Выделенные в более позднее время созвездия получили названия, связанные с путешествиями и с развитием техники (например, Секстант, Микроскоп и др.). Всего принято 88 созвездий (см. табл. 2), границы между которыми установлены в 1930 согласно решению Международного астрономического союза. В таблице приведены рус. и лат. названия созвездий, а также их сокращённые названия. Яркие звёзды в созвездиях обозначаются буквами греческого алфавита или цифрами. Некоторые типы звёзд имеют специальные обозначения (например, переменные обозначают прописными латинского буквами). Ряд звёзд имеет собственные имена (см. табл. 3). Большинство же звёзд обозначается названием звёздного каталога, содержащего сведения о данной звезде, и номером, под которым звезда в нём записана (например, Лакайль 9352).
Табл. 2. - Названия созвездий
| Русское название | Латинское название | Сокра- щённое назва- ние | Положе- ние на звёздном небе | Русское название | Латинское название | Сокра- щённое назва- ние | Положе- ние на звёздном небе | Русское название | Латинское название | Сокра- щённое назва- ние | Положе-ние на звёздном небе |
| Андромеда | Andromeda | And | С | Кит | Cetus | Get | Э | Рыбы | Pisces | Psc | Э |
| Близнецы | Gemini | Gem | C | Козерог | Capricornus | Cap | Ю | Рысь | Lynx | Lyn | С |
| Большая Медведица | Ursa Major | UMa | C | Компас | Pyxis | Pyx | Ю | Северная Корона | Corona Borea-lis | CrB | С |
| Большой Пёс | Canis Major | CMa | Ю | Корма | Puppis | Pup | Ю | Секстант | Sextans | Sex | Э |
| Весы |