нижнее белье для полных
მედიცინის კვლევები

   Велика Радянська Енциклопедія

Зоряна статистика

   
 

Зоряна статистика, розділ зоряної астрономії , що вивчає методами математичної статистики просторовий розподіл зірок, що володіють схожими фізичними характеристиками, і різні статистичні залежності між характеристиками зірок. Початок З. с. було покладено В. Гершелем , який наприкінці 18 в. виявив зростання числа зірок, видимих ??в його телескоп, у міру наближення до площини Чумацького Шляху (т. н. галактична концентрація) і пояснив це сплюснутостью нашої Галактики. Однією з важливих завдань З. с. є визначення зоряної щільності D (r), тобто числа зірок в одиниці об'єму в даному напрямку на відстані r. При вирішенні цього завдання найчастіше використовуються статистичні методи, т. к. безпосередньо визначити відстань можна або до найближчих до Сонця об'єктів (r <100 nc ), або до деяких особливих типів зірок, наприклад змінних зірок .

Широке застосування в З. с. отримали диференціальна функція розподілу зірок по видимим зоряним величинам А (м) і інтегральна функція N (m), вказує число зірок яскравіше даної зоряної величини m, а також функція розподілу зірок по їх абсолютним зоряним величинам, т. н. функція світності j (М). Функції А (м) і N (m) безпосередньо визначаються за підрахунками зірок даної видимої величини або зірок яскравіше цієї величини. Функцію світимості можна визначити шляхом вирішення інтегральних рівнянь З. с. Функція А (м) пов'язана з функцією зоряної щільності D (r) і функцією світимості j (М) співвідношенням (перше інтегральне рівняння З. с. ):

де w - обраний тілесний кут. За допомогою середнього паралакса


зірок видимої величини m виводиться співвідношення (друге інтегральне рівняння З. с.):

Ці рівняння використовуються як для визначення D (r), так і j (М). Найчастіше рівняння З. с. вирішуються чисельними методами. Обидва наведених рівняння називаються рівняннями Шварцшильда (по імені німецького астронома К. Шварцшильда, який вивів їх у 1910).

У припущенні існування міжзоряного поглинання світла інтегральні рівняння зберігають свій вигляд, але в результаті їх вирішення виходить видима зоряна щільність D '(r), з допомогою якої, якщо відома залежність поглинання світла від відстані, тобто функція поглинання світла А (r), можна визначити справжню зоряну щільність D (r).

При дослідженні розподілу небесних об'єктів зручний метод, запропонований в 1937 радянським астрономом М. А. Вашакідзе і незалежно від нього голландським астрономом Я. Оортом в 1938. Цей метод дозволяє досліджувати розподіл зоряної щільності в довільному напрямку, якщо відомо її розподіл в напрямку, перпендикулярному галактичної площини. Таким шляхом встановлено, що зоряна щільність має загальну тенденцію зростати в напрямку на центр Галактики, а Сонце розташовується між двома місцевими згущеннями, які можна ототожнити із спіральними гілками Галактики.

Метод Вашакідзе - Оорта був застосований радянським астрономом Б. В. Кукаркін (1947) для дослідження просторового розподілу змінних зірок. Було показано, що різні типи змінних зірок характеризуються різним ступенем концентрації до площини Галактики і до галактичного центру, причому параметри просторового розподілу зірок пов'язані з їх кінематичними характеристиками (див. Зоряні підсистеми ).


© Літ. см. при ст. Зоряна астрономія .

© Є. Д. Павловська.





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