Звёздная астрономия
Звёздная астроно́мия, раздел астрономии, изучающий состав и общие закономерности строения и динамики звёздных подсистем и звёздных населений галактик, в первую очередь нашей Галактики. В отличие от астрофизики, изучающей физические характеристики отдельных объектов – звёзд и звёздных остатков, газовых облаков и туманностей, звёздная астрономия концентрирует внимание на общих свойствах больших коллективов объектов и многомерных связях между их пространственным распределением, кинематическими характеристиками, возрастом, происхождением и химическим составом. Звёздная астрономия широко использует статистические методы описания и анализа данных. В последние десятилетия звёздную астрономию часто называют галактической астрономией. Многие методы, разработанные в звёздной астрономии, применяются также во внегалактической астрономии.
Звёздная астрономия использует большой набор характеристик звёзд, звёздных скоплений и других объектов, преимущественно получаемых из астрономических наблюдений. В первую очередь это позиционные данные: положение на небесной сфере, задаваемое небесными сферическими координатами (экваториальными или галактическими), компоненты собственного движения, расстояние от Солнца или тригонометрический параллакс. В определении этих параметров звёздная астрономия тесно взаимодействует с астрометрией. Очень важной кинематической характеристикой, вычисляемой по доплеровскому смещению спектральных линий, является лучевая скорость, наряду с собственными движениями отражающая пространственные движения объектов. К физическим характеристикам звёзд относятся химический состав звёздных фотосфер, видимые звёздные величины в различных фотометрических полосах оптического и инфракрасного диапазонов, а также спектральный класс и нормальные показатели цвета, характеризующие распределение энергии в спектре. На основании наблюдательных данных вычисляются такие физические параметры, как абсолютные звёздные величины и светимости, характеризующие полное энерговыделение звёзд, эффективные температуры поверхности звезды, массы и радиусы звёзд.
Разделами звёздной астрономии являются звёздная статистика и звёздная кинематика. Основные задачи звёздной статистики – поиск взаимосвязей между различными физическими характеристиками звёзд и звёздных скоплений и исследование строения и населения Галактики и её подсистем на основе большого числа наблюдательных данных. Звёздная кинематика изучает закономерности движения звёзд, газа и звёздных скоплений в галактических подсистемах. К звёздной астрономии тесно примыкает звёздная динамика, которую часто считают одним из разделов звёздной астрономии. Однако она в значительной степени самостоятельна, имеет особый объект исследования и специфические методы.
Характерная черта звёздной астрономии, связанная со статистическим подходом к изучению выборок объектов, – детальное исследование влияния наблюдательной селекции, состоящей в неполноте наблюдательных данных. Важнейшим источником наблюдательной селекции, особенно существенной в нашей Галактике, служит межзвёздное поглощение света на пути от объекта к Солнечной системе, расположенной в самой толще пылевого слоя. В результате ослабляется видимый блеск звёзд, искажается спектральный состав их излучения, происходит поляризация излучения. Средняя величина удельного поглощения (выражаемая в звёздных величинах и рассчитанная на 1 кпк оптического пути в диске Галактики) составляет 1–2 звёздные величины на килопарсек, что соответствует ослаблению блеска звёзд в оптическом диапазоне в 4–6 раз. Межзвёздное поглощение на пути от Солнца до центра Галактики ослабляет свет примерно в 100 млн раз, что сильно искажает общую картину распределения объектов. В ближнем инфракрасном диапазоне спектра (длина волны 1–5 мкм) удельное поглощение в 10–20 раз меньше. Для определения величины поглощения широко используются результаты многоцветных фотометрических измерений. Не только межзвёздное поглощение, но и ограниченная чувствительность приёмников излучения приводят к эффектам селекции и значительной недооценке численности звёзд малой светимости.
Исторический очерк
Начало звёздной астрономии было положено в конце 18 в. В. Гершелем, выполнившим несколько статистических исследований («обозрений») звёздного неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа на разных участках неба, он обнаружил явление галактической концентрации, т. е. возрастание числа звёзд по мере приближения к галактическому экватору. Это указало на сплюснутость нашей звёздной системы. Гершель предложил первую модель Галактики и 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 физическую природу их двойственности, а также то, что закон всемирного тяготения Ньютона справедлив и за пределами Солнечной системы.
В 1846 г. В. Я. Струве, изучая строение Галактики, высказал утверждение о существовании поглощения света в межзвёздном пространстве и об увеличении пространственной плотности звёзд с приближением к плоскости симметрии Галактики. В середине 19 в. М. А. Ковальский и Дж. Эри разработали аналитические методы определения скорости Солнца по собственным движениям звёзд. В конце 19 в. Х. Зелигер и К. Шварцшильд развили методы исследования пространственного распределения звёзд по их подсчётам. В начале 20 в. Я. Каптейн обнаружил преимущественное направление движений звёзд и предложил гипотезу о существовании двух движущихся навстречу друг другу потоков звёзд. Затем Шварцшильд выдвинул предположение об эллипсоидальном законе распределения остаточных скоростей 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 собственных движений звёзд. Несмотря на то что ещё в середине 19 в. В. Я. Струве пришёл к заключению о существовании поглощения света в Галактике, в начале 20 в. преобладало убеждение о полной прозрачности межзвёздного пространства. Поэтому кажущееся уменьшение числа звёзд по мере удаления от Солнца по всем направлениям, вызванное главным образом поглощением света в межзвёздном пространстве, принималось за действительное уменьшение звёздной плотности по всем направлениям от Солнца. Из-за этого в моделях Каптейна Солнце располагалось вблизи центра Галактики.
В 1908 г. Г. Ливитт обнаружила у переменных звёзд – цефеид зависимость между периодом пульсаций и светимостью, лежащую в основе современной шкалы расстояний во Вселенной. В 1-й четверти 20 в. астрономы Гарвардской обсерватории (США) закончили обзор спектров сотен тысяч звёзд, а Э. Герцшпрунг и Г. Рассел обнаружили разделение звёзд поздних спектральных классов на гиганты и карлики и построили диаграмму «спектр – светимость», отражающую статистическую зависимость между спектральным классом звезды и её светимостью (ныне называется диаграммой Герцшпрунга – Рассела; рис. 1). 
Рис. 1. Современная диаграмма Герцшпрунга – Рассела для 22 000 звёзд, по данным каталога HIPPARCOS, и 1000 звёзд, по данным каталога ближайших звёзд Глизе. Перевод и адаптация: БРЭ.В 1919 г. Х. Шепли обнаружил, что центр системы шаровых звёздных скоплений расположен далеко от Солнца. Очевидно, что именно центр огромной системы шаровых скоплений (а не рядовая звезда – Солнце) должен совпадать с центром Галактики. Таким образом, Шепли определил направление на центр Галактики и впервые оценил расстояние до него.
В 1917 г. Дж. Ричи и Г. Кёртис обнаружили в «туманностях», имеющих вид спиралей, неожиданно появляющиеся, а затем исчезающие слабые звёзды и установили, 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 1923–1924 гг. Э. Хаббл при помощи 2,5-метрового телескопа разложил на звёзды внешние области трёх «спиральных туманностей», в том числе «туманностей» Андромеды и Треугольника, а в 1943 г. В. Бааде при помощи 5-метрового телескопа разложил на звёзды несколько эллиптических «туманностей» и ядра упомянутых «спиральных туманностей». Этим окончательно было доказано, что, помимо системы Млечного Пути, существуют другие гигантские звёздные системы; их назвали галактиками.
В 1927 г. Я. Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собственных движениях и лучевых скоростях звёзд обнаружил явление вращения Галактики и определил его основные характеристики. Направление на центр вращения совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений. В 1932 г. 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 1930 г. Р. Трамплер, исследуя большое число рассеянных звёздных скоплений, определил, что расстояния до них искажаются наличием поглощения света в межзвёздном пространстве, и оценил величину поглощения света для направлений, близких к плоскости симметрии Галактики. Э. Хаббл исследовал распределение галактик по всему небу. Выяснилось, что по мере приближения к галактическому экватору число наблюдаемых галактик быстро убывает и вблизи галактического экватора (примерно между галактическими широтами –10° и +10°) галактик почти нет. Это показало, что поглощающая свет материя сосредоточена в сравнительно тонком слое у плоскости симметрии Галактики. В 1938–1947 гг. В. А. Амбарцумян установил, что поглощающая свет материя в Галактике имеет клочковатую структуру.
В 1940-х гг. было показано, что пространственное распределение и кинематические характеристики звёзд некоторых типов и межзвёздного вещества тесно связаны между собой, что позволяет понять происхождение звёзд. В. А. Амбарцумян обнаружил, что группировки горячих звёзд-гигантов, названные им звёздными ассоциациями, являются нестационарными. Это свидетельствует о протекающем в Галактике звездообразовании в современную эпоху.
П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин вместе с сотрудниками изучили распределение и кинематику звёзд различных типов, в том числе переменных, и установили, что Галактика представляет собой совокупность звёздных подсистем, каждая из которых имеет свои особенности пространственного распределения и кинематики. Изучая состав галактики M31 в созвездии Андромеда, В. Бааде указал на существование двух типов звёздного населения. Большое значение для звёздной астрономии имело развитие методов радиоастрономических наблюдений, позволивших изучить строение ядра Галактики, уточнить положение плоскости симметрии Галактики. Исследование профилей радиолинии с длиной волны 21 см, излучаемой нейтральным водородом (первая работа опубликована Х. ван де Хюлстом, К. Мюллером и Я. Оортом в 1954), дало возможность определить закон вращения Галактики в пределах расстояния до Солнца и получить сведения о расположении спиральных ветвей (спиральном узоре) Галактики. П. Н. Холопов исследовал строение рассеянных звёздных скоплений и доказал наличие у них обширных корон. В 1953 г. российский астроном Е. Д. Павловская методом статистических параллаксов впервые определила светимость переменных звёзд типа RR Лиры, являющихся стандартными свечами в гало галактик. В 1970-х гг. Ю. Н. Ефремов выдвинул концепцию звёздных комплексов как крупнейших ячеек звездообразования в галактиках.
Рис. 2. Изображение ночного неба в оптическом диапазоне, построенное по данным о положениях, яркости и цвете 1,8 млрд звёзд, полученным с помощью космического телескопа GAIA. Яркая горизонтальная структура – диск нашей Галактики (Млечный Путь), наблюдаемый «с ребра». Тёмные области вдоль плоскости Галактики – облака межзвёздных газа и пыли, поглощающие свет звёзд и зачастую являющиеся местом рождения новых звёзд. Два ярких объекта справа внизу – Большое и Малое Магеллановы Облака.В начале 21 в. резко выросли объём первичных наблюдательных данных и численность звёзд в основных каталогах. Стимулирующую роль сыграли оцифровка фотографических обзоров неба, выполненных в 20 в. на ведущих обсерваториях мира, успешное завершение космических экспериментов Hipparcos и Tycho, а также реализация крупных наземных фотометрических и спектральных обзоров всего неба, таких как Слоановский (SDSS), двухмикронный (2MASS) и др. Современные каталоги, размещённые в международных центрах астрономических данных, содержат фотометрические, спектральные и другие характеристики многих миллионов звёзд. Эти базы данных служат важнейшими источниками информации для астрономических исследований нашей и других галактик (рис. 2).