нижнее белье для полных
მედიცინის კვლევები

   Велика Радянська Енциклопедія

Зоряна астрономія

   
 

Зоряна астрономія, розділ астрономії, який досліджує загальні закономірності будови, складу, динаміки та еволюції зоряних систем і вивчає реалізацію цих закономірностей в нашій зоряній системі - Галактиці . Конкретні дослідження ін галактик та інших позагалактичних об'єктів виділилися в середині 20 в. з З. а. в особливий розділ астрономії - позагалактичну астрономію . На відміну від астрофізики, яка вивчає природу окремих зірок і туманностей, З. а. досліджує колективи (ансамблі) цих об'єктів. З. а. підрозділяється на зоряну статистику, зоряну кінематику і зоряну динаміку.

Кожна зірка може бути охарактеризована рядом параметрів; деякі з них залежать від положення зірки відносно Сонця. Такими, видимими, характеристиками є: сферичні координати зірки (у З. а. Зазвичай приймають галактичну систему небесних координат ); видима зоряна величина зірки в різних фотометричних системах; спостережуваний показник кольору ; надлишок кольору; значення поглинання і поляризації світла; відстань до зірки; власний рух зірки ; паралакс ; тангенціальна і променева швидкості; видима швидкість обертання. Частина цих характеристик, а саме: поглинання і поляризація світла, надлишок кольору, - залежить головним чином від кількості і властивостей поглинає світло пилової матерії, розташованої між Сонцем і зіркою. Др. параметри є істинними характеристиками зірки, не залежними від взаємного положення зірки і спостерігача. Це: координати зірки, що визначають її просторове положення в Галактиці, абсолютна зоряна величина, світимість, істинні показники кольору, спектральний клас, температура, маса, радіус, компоненти швидкості в Галактиці, істинна швидкість обертання.

В визначеннях зоряних характеристик З. а. тісно взаємодіє з ін розділами астрономії - астрометрією и астрофізикою .

Зоряна статистика. Дослідження будови Галактики, з'ясування характеристик зоряного населення в різних її областях може проводитися за допомогою методів математичної статистики. Таким шляхом вивчають розподіл зірок, що володіють тими чи іншими характеристиками, в різних напрямках або в різних областях Галактики, в тому числі і в колективних членах Галактики - розсіяних зоряних скупченнях, кульових скупченнях, зоряних асоціаціях. Статистичні закономірності, одержувані таким шляхом, називаються функціями розподілу. Наприклад, функція блиску визначає розподіл зірок по видимим зоряним величинам. Функції світимості показують, як розподілені по светімостям зірки в різних областях Галактики. Найбільш надійно ця функція визначена для околиць Сонця і для близьких розсіяних скупчень. Функція зоряної щільності виражає розподіл зірок по відстанях в даному тілесному куті. Функція поглинання світла показує, як змінюється поглинання світла зірок (виражене в зоряних величинах) в даному напрямку в залежності від відстані. Багато функцій розподілу в зоряній статистиці пов'язані між собою рівняннями. Наприклад, функцію блиску, функцію зоряної щільності, функцію світимості і функцію поглинання пов'язують рівняннями, називають основними рівняннями зоряної статистики . Рівняння зоряної статистики завжди містять поряд з функціями розподілу видимих ??характеристик функції розподілу дійсних характеристик зірок. Однією з важливих завдань зоряної статистики є використання цих рівнянь для знаходження функцій дійсних характеристик по отриманих із спостережень функціях видимих ??характеристик. Наприклад, вирішуючи рівняння, що зв'язує функцію розподілу видимої поверхневої зоряної щільності в кульовому скупченні з функцією істинної просторової зоряної щільності в цьому скупченні, знаходять другу з цих функцій по знайденій із спостережень першій функції. Важливу роль відіграють дослідження багатовимірних розподілів зоряних характеристик, т. к. багато характеристики статистично між собою пов'язані. Зазвичай ці статистичні залежності є складними і тому їх представляють головним чином за допомогою діаграм. Наприклад, статистичну залежність між спектрами зірок і їх абсолютними зоряними величинами представляється діаграмою, яка виявляє ряд послідовностей в зоряному населенні, що мають еволюційний сенс (див. Герцшпрунга - Ресселла діаграма ). Істотне значення для характеристики зоряного населення мають також діаграми "колір - абсолютна зоряна величина", "колір - видима зоряна величина", "маса - абсолютна зоряна величина", двоколірна діаграма (для двох кольорів, кожен з яких характеризує співвідношення енергії випромінювання в двох різних областях спектру зірки).

Зоряна статистика досліджує також розподілу характеристик змінних зірок (вид кривою зміни блиску, період і амплітуда зміни блиску, амплітуда зміни показника кольору і ін), подвійних зірок (кутова відстань між компонентами, різниця видимих ??величин, відмінність спектрів компонентів, елементи орбіти і ін), кратних зірок і зоряних скупчень (діаметр, чисельність зірок, закони видимого і просторів. розподілу щільності, діаграма "колір - видима величина" та ін), темних туманностей (розміри, коефіцієнт прозорості) і ін об'єктів Галактики. Т. к. зірки кожного спектрального класу, кожного типу (наприклад, різного типу змінні зірки) розташовуються в просторі особливим чином (Галактика як би складається з безлічі взаимопроникающих підсистем), то в зоряній статистикою багато дослідження проводяться для зірок кожного спектрального класу або типу окремо.

При визначеннях відстаней до зірок на основі порівняння їх абсолютної і видимої зоряної величини враховують поглинання світла в просторі. Величину цього поглинання оцінюють по невідповідності кольору зірки її спектрального класу, яке викликається почервонінням кольору зірки через вплив поглинає світло матерії. Внаслідок неточності оцінок поглинання світла, яке особливо велике для далеких зірок в напрямах, близьких до площини симетрії Галактики, відстані до більшості зірок визначаються невпевнено. Це одна з причин, ускладнюють завдання зоряної статистики.

Складність завдань зоряної статистики пов'язана також з тим, що більша частина зірок Галактики, внаслідок величезних її розмірів і значного поглинання світла біля головної площини, не може спостерігатися. Навіть у найближчих галактичних околицях Сонця деяка частина зірок низької світимості ще не визначена. Проте загальне число доступних спостереженням зірок таке велике, що визначення всіх характеристик цих зірок - непомірно велика спостережна задача. Тому багато астрономічні обсерваторії світу ведуть роботу по т.з.. планом вибраних площ (запропонованим в 1906 голландським астрономом Я. Каптейном), згідно з яким визначення характеристик слабких зірок має в основному здійснюватися лише в 206 окремих майданчиках, розподілених рівномірно по всьому небу, і ще додатково в 46 майданчиках, що представляють особливий інтерес. При цьому приймається, що закономірності, які виводяться на підставі зоряних характеристик, визначених у майданчиках Каптейна, повинні відповідати тим закономірностям, які можна було б отримати, досліджуючи характеристики всіх зірок неба. Міжнародний астрономічний союз розподілив роботу з визначення різних характеристик зірок між обсерваторіями різних країн. Частина цієї роботи виконується на обсерваторіях СРСР.

Зоряна кінематика. Методи кінематики (розділу механіки) і математичної статистики дозволяють вивчати розподілу видимих ??кінематичних характеристик зірок (власний рух, променева швидкість, тангенціальна швидкість, просторова швидкість, видима швидкість обертання), знаходити розподілу істинних кінематичних характеристик (компоненти залишкової швидкості, істинна швидкість обертання) і робити висновки про загальні закономірності руху зоряної системи як цілого.

Хоча зоряна система складається з окремих тіл - зірок, розділених великими відстанями, в її будові і русі поряд з властивостями переривчастості спостерігаються і властивості безперервності. Нехай довільна точка простору, займаного зоряною системою, оточена сферою з об'ємом, малим в порівнянні з обсягом всієї зоряної системи, але настільки великим, щоб в неї потрапило досить багато (наприклад, 1000) зірок; тоді середнє значення швидкостей всіх зірок, що знаходяться в сфері, називається швидкістю центроїда цих зірок. Із зміною координат точки в зоряній системі швидкість відповідного їй центроїда змінюється повільно і майже плавно. Тому в зоряній системі можна розглядати безперервне поле швидкостей. Природно, що в загальному випадку швидкість зірки не збігається зі швидкістю її центроїда. У нашій Галактиці, зокрема, Сонце рухається по відношенню до свого центроїду. Ця швидкість називається залишковою швидкістю Сонця і входить у виміряні із Землі (рухомою разом з Сонцем ) швидкості зірок. Розроблено методи визначення залишкової швидкості Сонця за променевими швидкостями і власним рухам зірок. Хоча ці два методи використовують наглядовий матеріал, одержуваний абсолютно різним шляхом (один з астрофізичних, а інший з астрометричних вимірів), вони призводять до добре согласующимся результатами. Залишкова швидкість Сонця (по відношенню до сукупності всіх зірок яскравіше 6-ї зоряної величини) близька до 19,5 км / сек і спрямована в точку неба з координатами: пряме сходження 18 ч і схиляння близько + 30? (стандартний апекс Сонця). Дослідження швидкостей центроїдів показує, що вони роблять кругові рухи паралельно галактичні площині навколо осі симетрії Галактики. Кутова швидкість кругових рухів центроїдів в різних місцях різна, тобто Галактика обертається не як тверде тіло; при цьому вона не розширюється і не стискається. Лише центральні області Галактики обертаються, мабуть, як тверде тіло, з періодом близько 30 млн. років. На відстані 5 кілопарсек ( кпс ) від центру період обертання Галактики дорівнює 130 млн. років, а в районі Сонця, тобто на відстані близько 10 кпс від центру, - близько 250 млн. років. Лінійна швидкість обертання центроїда Сонця навколо центру Галактики складає приблизно 250 км / сек. Якщо з спостерігається швидкості зірки геометрично відняти залишкову швидкість Сонця, то вийде швидкість зірки відносно центроїда Сонця - пекулярная швидкість зірки. Якщо з пекулярними швидкості зірки відняти швидкість центроїда зірки по відношенню до центроїду Сонця, то буде отримана залишкова швидкість зірки - її швидкість по відношенню до її власного центроїду. Геометрична сума швидкості центроїда відносно центру інерції зоряної системи і залишкової швидкості зірки дорівнює повній швидкості зірки відносно центру інерції системи. Дослідження розподілу залишкових швидкостей зірок показує, що в кожній точці Галактики, якщо не розглядати дуже великих залишкових швидкостей, виконується умова симетрії: число зірок із залишковими швидкостями, що мають даний напрямок, дорівнює числу зірок з протилежно спрямованими залишковими швидкостями. Середні ж квадратичні залишкових швидкостей в різних напрямах різні. Найбільша середня квадратична - в компонента залишкових швидкостей уздовж напрямку на центр Галактики, наступна за величиною - у компоненту вздовж напрямку обертання Галактики, найменша - у компоненту, перпендикулярного площині симетрії Галактики. Для околиці Сонця середні квадратичні величини компонентів залишкових швидкостей в трьох вказаних напрямах складають відповідно близько 41 км / сек, 28 км / сек і 21 км / сек, якщо спільно розглядаються зірки, що відносяться до різних складовим Галактики.

Для великих залишкових швидкостей, що перевищують для околиць Сонця 70 км / сек, умова симетрії перестає виконуватися. Відсутні великі залишкові швидкості, що мають напрями, складові гострі кути з напрямком обертання центроїда навколо центру Галактики. У той же час зустрічаються такі швидкості, спрямовані в бік, протилежний обертанню Галактики. Це явище, називається асиметрією залишкових швидкостей, пояснюється тим, що повна швидкість зірки, рівна геометричній сумі швидкості центроїда і залишкової швидкості зірки, тим більше, чим менше кут між цими швидкостями і чим більше, у разі малого кута, залишкова швидкість. При залишковій швидкості, більшій 70 км / сек, спрямованої в бік обертання Галактики, повна швидкість зірки перевершила б критична швидкість для околиць Сонця, і зірка покинула б Галактику. Критична швидкість в районі Сонця становить близько 320 км / сек.

Основним наглядовою матеріалом зоряної кінематики є променеві швидкості і власного руху зірок. З 1946 для дослідження кінематики Галактики широко використовуються також контури спектральної радіолінії з довжиною хвилі l = 21 см, випромінюваної нейтральним воднем, який розташований головним чином поблизу площини симетрії Галактики. Радіовипромінювання не поглинається пиловий матерією Галактики. Крім того, внаслідок різної кутової швидкості центроїдів в Галактиці, променеві швидкості знаходяться на промені зору мас водню різні і розташовані близько маси водню не поглинають випромінювання, що посилається далекими масами. Завдяки цьому радіовипромінювання на хвилі 21 см від найвіддаленіших областей Галактики досягає земних радіотелескопів і реєструється ними. Статистичні методи вивчення контурів лінії l = 21 см дозволили уточнити закон обертання Галактики, досліджувати розподіл щільності нейтрального водню, намітити розташування спіральних гілок Галактики.

Все різноманіття об'єктів, що складають населення зоряних систем, розділяється на два типи населення, причому кожне з них займає певні області зоряних систем. Зоряне населення 1-го типу розташовується поблизу площин симетрії спіральних галактик, концентруючись при цьому в спіральних гілках і уникаючи областей ядра. Зоряне населення 2-го типу переважає в областях спіральних галактик, віддалених від їх площині симетрії, воно утворює ядра спіральних галактик; з нього складені еліптичні галактики і сочевицеподібні галактики типу SO. До 1-му типу населення відносяться зірки: біло-блакитні гіганти і надгіганти, довгоперіодичні цефеїди, нові і найновіші зірки, а також розсіяні зоряні скупчення, водневі хмари, пилові туманності. Зоряне населення 2-го типу складається із зірок: червоних субкарликов, червоних гігантів, короткоперіодичних цефеїд, а також з кульових скупчень.

Ідея поділу населення галактик більш докладно розроблена в уявленні про підсистемах зоряних систем. Зоряні підсистеми, В які входять всі об'єкти того чи іншого спектрального класу або типу, відрізняються індивідуальними значеннями характеристик просторового розташування (градієнтами зоряної щільності уздовж радіусу Галактики і перпендикулярного її площині симетрії) і особливостями розподілу швидкостей об'єктів. Підсистеми різних об'єктів взаємно проникають один в одного, і зоряна система є, т. о., Сукупністю підсистем. Кожна підсистема наближено являє собою сплюснутий еліпсоїд обертання, причому сплюснутость у різних підсистем різна. Відповідно до цього їх відносять до трьох складових Галактики: плоскою, сферичної і проміжною.

Зоряна динаміка. Цей розділ З. а. вивчає закономірності рухів зірок в силовому полі зоряної системи і еволюцію зоряних систем унаслідок рухів зірок. Зоряні системи є самогравитирующих, тобто Сукупність зірок системи сама створює те гравітаційне силове поле, яке управляє рухом кожної зірки. Гравітаційне поле зоряної системи має складну структуру. Внаслідок того що гравітаційна сила точкової маси убуває пропорційно квадрату відстані, тобто не дуже швидко, в кожній точці більшої частини обсягу зоряної системи сумарна гравітаційна сила всіх об'єктів, що становлять зоряну систему, значно перевершує гравітаційну силу найближчого до цієї точки об'єкта. З іншого боку, в безпосередній околиці зірок, щільних зоряних скупчень або ін компактних об'єктів сила тяжіння такого об'єкта порівнянна з сумарною гравітаційною силою всіх інших об'єктів або може навіть перевершувати її. Т. о., Досліджуючи структуру силового поля зоряної системи, доводиться розглядати його як суму 1) регулярного поля системи, тобто поля, створюваного системою в цілому, відбиває властивості безперервності зоряної системи, і 2) іррегулярного поля, створюваного силами, що виникають при зближеннях зірок, яке відображає властивості переривчастості, дискретності будови зоряної системи. Іррегулярні сили носять характер випадкових сил. Чим більше тіл в зоряній системі, тим більшу роль в її динаміці грають регулярні сили і тим менше роль іррегулярних сил.

При формуванні зоряної системи їй, як правило, властиво нестаціонарний стан. Під дією регулярного і іррегулярного силового поля системи в ній змінюється розподіл зірок і розподіл швидкостей зірок. Поступово зоряна система наближається до стаціонарного стану. Т. к. в системі, що містить велику кількість зірок, регулярне поле діє швидше іррегулярного, спочатку досягається стаціонарність в регулярному полі. У цьому стані регулярне поле вже не змінює розподіл зірок і їх швидкостей. Час, необхідний для переходу в стан, стаціонарне в регулярному поле, обернено пропорційно кореню квадратному з щільності матерії в системі. Для зоряних систем цей час складає десятки або сотні мільйонів років. У стані, стаціонарному лише в регулярному полі, іррегулярне поле продовжує змінювати розподіл зірок і їх швидкостей, наближаючи систему до стану, стаціонарного також і в іррегулярні поле. Зоряна система не може досягти повної стаціонарності, т. к. в результаті дії іррегулярних сил деякі зірки набувають швидкість, більшу критичної, і залишають систему. Цей процес триває безперервно. Стан, при якому всі зміни розподілів зірок і їх швидкостей є наслідком лише безперервного повільного відходу зірок з системи, називається станом, квазістаціонарним в іррегулярні поле. Час досягнення квазістаціонарного стану називається часом релаксації. Час релаксації для розсіяних скупчень складає величину порядку десятків або сотень мільйонів років, кульових скупчень - порядка мільярдів років, галактик - порядка тисяч або десятків тисяч мільярдів років. Час повного розпаду невращающейся зоряної системи під дією її іррегулярного поля приблизно в 40 разів більше, ніж час релаксації. Чим швидше обертається зоряна система, тим повільніше протікає процес розпаду.

Вік спостережуваних розсіяних скупчень, як правило, перевершує їх час релаксації. Більшість спостережуваних розсіяних скупчень досягло квазістаціонарного стану і багато з них встигли сильно збідніти в результаті відходу з них зірок. Є підстави вважати, що більша частина зірок Галактики належала у минулому розсіяним скупченням і є результатом їх розпаду. Число повністю розпалися розсіяних скупчень має у багато разів перевершувати число розсіяних скупчень, що існують нині в Галактиці. Вік кульових скупчень порівняємо з часом їх релаксації. Мабуть, у кульових скупчень квазістаціонарного стану досягли центральної області, де час релаксації менше, а периферійні області знаходяться в стані, стаціонарному в регулярному полі. Вік галактик не перевищує десятків млрд. років, час релаксації для них в сотні або тисячі разів більше; тому галактики далекі від досягнення квазістаціонарного стану. Деякі з них, а саме неправильні галактики, навіть знаходяться в нестаціонарному стані або внаслідок того, що це дуже молоді системи, або внаслідок деформацій, викликаних взаємодією при зближенні галактик.

Зоряна система, що досягла стану, стаціонарного в регулярному полі, має площину симетрії і перпендикулярну їй вісь симетрії. Зоряна система з рівним нулю головним моментом обертання в змозі, стаціонарному в регулярному полі, може бути сферично симетрична. У квазістаціонарному стані вона обов'язково сферично симетрична. Траєкторії зірок в сферично симетричній системі плоскі. У загальному випадку вони незамкнені і витки однієї траєкторії заповнюють кільце. У системі з площиною і віссю симетрії траєкторії не є плоскими кривими. Витки однієї траєкторії заповнюють тривимірну область - тор.

Основним завданням зоряної динаміки є дослідження закономірностей будови і еволюції зоряних систем на основі вивчення діючих в них сил. Одним з методів таких досліджень є побудова теоретичних моделей зоряних систем для різних стадій їх еволюції, відповідних конкретним спостережуваним зоряним системам, в тому числі нашій Галактиці, ін галактики, скупчення галактик, а також розсіяним і кульовим зоряним скупченням. У теоретичній моделі повинні бути повністю узгоджені взаємно впливають один на одного розподіл зірок і їх руху. Будують також емпіричні моделі Галактики і ін галактик, засновані на спостережуваних даних про розподіл щільності матерії в них. У емпіричних моделях немає повного узгодження розподілу зірок і їх рухів.

Історична довідка. Початок З. а. було покладено наприкінці 18 в. англійським астрономом В. Гершелем, який виконав кілька статистичних досліджень ("Огляд") зоряного неба. Зробивши підрахунки числа зірок, видимих ??в полі зору телескопа в різних ділянках неба, він виявив явище галактичної концентрації, тобто зростання числа зірок у міру наближення до галактичного екватора. Це вказало на сплюснутость нашої зоряної системи. Гершель побудував першу модель нашої зоряної системи - Галактики, визначив напрям руху Сонця по відношенню до навколишніх зірок. Він відкрив велике число подвійних зірок, виявив у деяких з них орбітальний рух і таким чином довів фізичну природу їх подвійності, а також те, що закон всесвітнього тяжіння І. Ньютона справедливий і за межами Сонячної системи. У 1847 російський астроном В. Я. Струве, вивчаючи будову Галактики, висловив твердження про існування поглинання світла в міжзоряному просторі і про збільшення зоряної щільності (просторової) при наближенні до площини симетрії Галактики. У середині 19 в. російським астроном М. А. Ковальський і англійським астроном Дж. Ері розробили аналітичні методи визначення швидкості Сонця по власних рухах зірок. Наприкінці 19 в. Х. Зелігер і К. Шварцшильд в Німеччині розвинули методи дослідження просторового розподілу зірок за їх підрахунками. На початку 20 в. голландський астроном Я. Каптейн виявив переважний напрямок рухів зірок і запропонував гіпотезу про існування двох рухаються назустріч один одному потоків зірок. Потім Шварцшильд висунув припущення про еліпсоїдального законі розподілу швидкостей (залишкових) зірок, більш природно пояснює спостережувані закономірності в рухах зірок. До цього ж часу (до 1922) відносяться виконані Каптейном дослідження будови Галактики на підставі результатів зіркових підрахунків і аналізу власних рухів зірок. Незважаючи на те, що ще в середині 19 ст. Струве прийшов до висновку про існування поглинання світла в Галактиці, на початку 20 в. переважало переконання про повну прозорість міжзоряного простору. Тому позірна порідіння зірок у міру віддалення від Сонця по всіх напрямах, що викликається головним чином поглинанням світла в міжзоряному просторі, приймалося за дійсне зменшення зоряної щільності по всіх напрямах від Сонця. У моделях Каптейна Сонце знаходилося в центрі Галактики.

У 1-й чверті 20 ст. астрономи Гарвардської обсерваторії (США) закінчили огляд спектрів сотень тисяч зірок, а голландський астроном Е. Герцшпрунг і американський астроном Г. Ресселл виявили в цей же час поділ зірок пізніх спектральних класів на гіганти і карлики і побудували діаграму "спектр - світність", яка відображатиме статистичну залежність між спектром зірки і її світність. У 1918 американський астроном Х. Шеплі знайшов, що центр системи кульових скупчень розташований далеко від Сонця. Очевидно, що саме центр величезної системи кульових скупчень (а не рядова зірка - Сонце) повинен збігатися з центром Галактики. Шеплі визначив напрямок на центр Галактики і оцінив відстань його від Сонця. У 1917 американські астрономи Дж. Річі та Х. Кертіс виявили в туманностях, що мають вигляд спіралей, що несподівано з'являються, а потім зникаючі слабкі зірки і визначили, що це нові зірки, Аналогічні тим, які час від часу спостерігаються в Галактиці. Стало ясно, що спіральні туманності знаходяться на величезних відстанях, поза Галактики, і мають порівнянні з нею розміри. У 1924-26 американський астроном Е. Хаббл за допомогою 2,5 -м телескопа розклав (дозволив) на зірки зовнішні області трьох спіральних туманностей, в тому числі туманності Андромеди і туманності Трикутника, а в 1944 американський астроном У. Бааде за допомогою 5 телескопа дозволив на зірки кілька еліптичних туманностей і ядра згаданих спіральних туманностей. Цим остаточно було доведено, що, крім нашої Галактики, існують ін зоряні системи; їх назвали галактиками.

У 1927 голландський астроном Я. Оорт розробив метод дослідження обертання Галактики і на підставі даних про власні рухах і променевих швидкостях зірок виявив явище обертання, визначив його основні характеристики. Направлення на центр обертання співпало з напрямком на центр системи кульових скупчень. У 1932 радянський астроном К. Ф. Огородников розвинув теорію кінематики зоряних систем, зокрема Галактики, в якій зоряна система розглядається не просто як збори окремих рухомих зірок, а як єдина система, в русі якій бере участь весь об'єм займаного нею простору. У 1915-20 Дж. Джині і А. Еддінгтон (Великобританія), а пізніше В. А. Амбарцумян (СРСР) і С. Чандрасекар (США) розробили основи зоряної динаміки. Б. Ліндблад (Швеція) вивів основні динамічні співвідношення для Галактики. У 1930 американський астроном Р. Трамплер, досліджуючи велике число розсіяних скупчень, визначив, що їх відстані спотворюються наявністю поглинання світла в міжзоряному просторі, і оцінив поглинання світла для напрямів, близьких до площини симетрії Галактики. Хаббл досліджував розподіл галактик по всьому небу. Виявилося, що в міру наближення до галактичного екватора число спостережуваних галактик швидко убуває, і поблизу галактичного екватора (приблизно між широтами -10? І +10?) Галактик майже немає. Це показало, що поглинає світло матерія зосереджена в порівняно тонкому шарі біля площині симетрії Галактики. У 1938-47 Амбарцумян встановив, що поглинає світло матерія в Галактиці має клочкообразную структуру.

40-і рр.. 20 в. характеризуються дослідженнями, які визначили особливості розподілу і кінематики зірок різних типів. З'ясувалося, що розподіл і кінематика тісно пов'язані з проблемами походження і еволюції зірок даного типу, зоряних скупчень, міжзоряного газу і пилу. Амбарцумян виявив, що гарячі зірки-гіганти (спектральні класи 0 і В0 - В2) утворюють угрупування, що отримали назву зоряних асоціацій. Зоряні асоціації нестійкі, отже вхідні в їх склад зірки - молоді. Їх вік виявився рівним 105-107 років, тобто набагато менше віку Землі, Сонця, здебільшого зірок Галактики, самої Галактики та ін галактик, який оцінюється в мільярди років (до десяти мільярдів років). Т. о., Існування зоряних асоціацій свідчить про те, що зореутворення в Галактиці триває.

Радянські астрономи П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин та їх співробітники вивчили розподіл і кінематику зірок різних типів, у тому числі змінних зірок, і встановили, що Галактика являє собою сукупність підсистем, кожна з яких має свої особливості. Бааде вказував на існування двох типів зоряного населення. Велике значення для З. а. мало розвиток методів радіоастрономічних спостережень. Радіоспостереження дозволили вивчити структуру ядра Галактики, уточнити положення її площині симетрії. Дослідження профілів лінії з довжиною хвилі l = 21 см, випромінюваної нейтральним воднем (перша робота опублікована С. ван де Полотно, С. Мюллером і Я. Оортом в 1954), дало можливість визначити закон обертання Галактики для значного діапазону відстаней і отримати відомості про розташування спіральних гілок в Галактиці. Початок 2-й половини 20 в. характеризується посиленим розвитком досліджень в області зоряної динаміки - вивченням ролі регулярних і іррегулярних сил в зоряних системах і отриманням оцінок віку різних систем, вивченням розподілу швидкостей зірок, побудовою моделей сферичних і обертових систем, визначенням особливостей орбіт зірок в зоряних системах, дослідженням різного виду нестійкості зіркових систем. Важливе значення придбали методи прямого рішення зоряно-динамічних завдань за допомогою чисельного рішення на ЕОМ рівнянь руху n тел.

У 20 в. дослідження в галузі З. а. ведуться на більшості астрономічних обсерваторій багатьох країн світу; в СРСР - в Москві, Ленінграді, Абастумани, Бюракане, Тарту і ін

Літ.: Чандрасекар С., Принципи зоряної динаміки, пров. з англ., М., 1948; Кукаркин Б. В., Дослідження будови і розвитку зоряних систем на основі вивчення змінних зірок, М. - Л., 1949; Паренаго П. П., Курс зоряної астрономії, 3 вид., М ., 1954; Огородніков К. Ф., Динаміка зоряних систем, М., 1958; Зонн В., Рудницький К., Зоряна астрономія, пер. з пол., М., 1959; Курс астрофізики і зоряної астрономії, т. 2, М., 1962, гл. 2, 18-21; Будова зоряних систем, пров. з нім., М., 1962; Кінематика і динаміка зоряних систем, М., 1968; Курт Р., Введення в зоряну статистику, пров. з 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.





Виберіть першу букву в назві статті:

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 ы э ю я

Повний політерний каталог статей


 

Алфавітний каталог статей

  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 ы э ю я
 


 
енциклопедія  біляші  морс  шашлик  качка