БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)

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 n тел.

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'(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. m связаны с соответствующими им освещённостями Е зависимостью

m = k lg 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 k и 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.