ЗВЁЗДНАЯ АСТРОНО́МИЯ

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 фи­зич. ха­рак­те­ри­сти­ки отд. объ­ек­тов – звёзд и звёзд­ных ос­тат­ков, га­зо­вых об­ла­ков и ту­ман­но­стей, З. а. кон­цен­три­ру­ет вни­ма­ние на об­щих свой­ст­вах боль­ших кол­лек­ти­вов объ­ек­тов и мно­го­мер­ных свя­зях ме­ж­ду их про­стран­ст­вен­ным рас­пре­де­ле­ни­ем, ки­не­ма­тич. ха­рак­те­ри­сти­ка­ми, воз­рас­том, про­ис­хож­де­ни­ем и хи­мич. со­ста­вом. З. а. ши­ро­ко ис­поль­зу­ет ста­ти­стич. ме­то­ды опи­са­ния и ана­ли­за дан­ных. В по­след­ние де­ся­ти­ле­тия З. а. час­то на­зы­ва­ют га­лак­ти­че­ской ас­тро­но­ми­ей. Мн. ме­то­ды, раз­ра­бо­тан­ные в З. а., при­ме­ня­ют­ся так­же во вне­га­лак­тич. ас­тро­но­мии.

З. а. ис­поль­зу­ет боль­шой на­бор ха­рак­те­ри­стик звёзд, звёзд­ных ско­п­ле­ний и др. объ­ек­тов, пре­им. по­лу­чае­мых из астро­но­мич. на­блю­де­ний. В пер­вую оче­редь это – по­зи­ци­он­ные дан­ные: по­ло­же­ние на не­бес­ной сфе­ре, за­да­вае­мое не­бес­ны­ми сфе­рич. ко­ор­ди­на­та­ми (эк­ва­то­ри­аль­ны­ми или га­лак­ти­че­ски­ми), ком­по­нен­ты собств. дви­же­ния, рас­стоя­ние от Солн­ца или три­го­но­мет­рич. па­рал­лакс. В оп­ре­де­ле­нии этих па­ра­мет­ров З. а. тес­но взаи­мо­дей­ст­ву­ет с ас­т­ро­мет­ри­ей. Очень важ­ной ки­не­ма­тич. ха­рак­те­ри­сти­кой, вы­чис­ляе­мой по до­п­ле­ров­ско­му сме­ще­нию спек­траль­ных ли­ний, яв­ля­ет­ся лу­че­вая ско­рость, на­ря­ду с собств. дви­же­ния­ми от­ра­жаю­щая про­стран­ст­вен­ные дви­же­ния объ­ек­тов. К фи­зич. ха­рак­те­ри­сти­кам звёзд от­но­сят­ся хи­мич. со­став звёзд­ных фо­то­сфер, ви­ди­мые звёзд­ные ве­ли­чи­ны в разл. фо­то­мет­рич. по­ло­сах оп­ти­че­ско­го и ин­фра­крас­но­го диа­па­зо­нов, а так­же спек­траль­ный класс и нор­маль­ные по­ка­за­те­ли цве­та, ха­рак­те­ри­зую­щие рас­пре­де­ле­ние энер­гии в спек­тре. На ос­но­ва­нии на­блю­да­тель­ных дан­ных вы­чис­ля­ют­ся та­кие фи­зич. па­ра­мет­ры, как аб­со­лют­ные звёзд­ные ве­ли­чи­ны и све­ти­мо­сти, ха­рак­те­ри­зую­щие пол­ное энер­го­вы­де­ле­ние звёзд, эф­фек­тив­ные тем­пе­ра­ту­ры по­верх­но­сти звез­ды, мас­сы и ра­диу­сы звёзд.

Раз­де­ла­ми З. а. яв­ля­ют­ся звёзд­ная ста­ти­сти­ка и звёзд­ная ки­не­ма­ти­ка. Осн. за­да­чи звёзд­ной ста­ти­сти­ки – по­иск взаи­мо­свя­зей ме­ж­ду разл. фи­зич. 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 га­лак­тич. под­сис­те­мах. К З. а. тес­но при­мы­ка­ет звёзд­ная ди­на­ми­ка, ко­то­рую час­то счи­та­ют од­ним из раз­де­лов З. а. Од­на­ко она в зна­чит. сте­пе­ни са­мо­стоя­тель­на, име­ет осо­бый объ­ект ис­сле­до­ва­ния и спе­ци­фич. ме­то­ды.

Ха­рак­тер­ная чер­та З. а., свя­зан­ная со ста­ти­стич. 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. Ср. ве­ли­чи­на удель­но­го по­гло­ще­ния (вы­ра­жае­мая в звёзд­ных ве­ли­чи­нах и рас­счи­тан­ная на 1 кпк оп­тич. пу­ти в дис­ке Га­лак­ти­ки) со­став­ля­ет 1–2 звёзд­ные ве­ли­чи­ны на ки­ло­пар­сек, что со­от­вет­ст­ву­ет ос­лаб­ле­нию бле­ска звёзд в оп­тич. 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 ИК диа­па­зо­не спек­тра (дли­на вол­ны 1–5 мкм) удель­ное по­гло­ще­ние в 10–20 раз мень­ше. Для оп­ре­де­ле­ния ве­ли­чи­ны по­гло­ще­ния ши­ро­ко ис­поль­зу­ют­ся ре­зуль­та­ты мно­го­цвет­ных фо­то­мет­рич. из­ме­ре­ний (см. Ас­т­ро­фо­то­мет­рия). Не толь­ко меж­звёзд­ное по­гло­ще­ние, но и ог­ра­ни­чен­ная чув­ст­ви­тель­ность при­ём­ни­ков из­лу­че­ния при­во­дит к эф­фек­там се­лек­ции и зна­чит. не­до­оцен­ке чис­лен­но­сти звёзд ма­лой све­ти­мо­сти.

Исторический очерк

На­ча­ло З. а. бы­ло по­ло­же­но в кон. 18 в. У. Гер­ше­лем, вы­пол­нив­шим неск. ста­ти­стич. ис­сле­дова­ний («обо­зре­ний») звёзд­но­го не­ба. Про­из­ве­дя под­счё­ты чис­ла звёзд, ви­ди­мых в по­ле зре­ния те­ле­ско­па на раз­ных уча­ст­ках не­ба, он об­на­ру­жил яв­ле­ние га­лак­тич. кон­цен­тра­ции, т. е. воз­рас­та­ние чис­ла звёзд по ме­ре при­бли­же­ния к га­лак­тич. эк­ва­то­ру. Это ука­за­ло на сплюс­ну­тость на­шей звёзд­ной сис­те­мы. У. 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 фи­зич. при­ро­ду их двой­ст­вен­но­сти, а так­же то, что за­кон все­мир­но­го тя­го­те­ния Нью­то­на спра­вед­лив и за пре­де­ла­ми Сол­неч­ной сис­те­мы. В 1847 В. Я. Стру­ве (см. 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 сер. 19 в. рос. ас­тро­ном М. А. Ко­валь­ский и англ. ас­тро­ном Дж. Эри раз­ра­бо­та­ли ана­ли­тич. ме­то­ды оп­ре­де­ле­ния ско­ро­сти Солн­ца по собств. дви­же­ни­ям звёзд. В кон. 19 в. Х. Зе­ли­гер и К. Шварц­шильд раз­ви­ли ме­то­ды ис­сле­до­ва­ния про­стран­ст­вен­но­го рас­пре­де­ле­ния звёзд по их под­счё­там. В нач. 20 в. ни­дерл. ас­тро­ном 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 собств. дви­же­ний звёзд. Не­смот­ря на то что ещё в сер. 19 в. В. Я. Стру­ве при­шёл к за­клю­че­нию о су­ще­ст­во­ва­нии по­гло­ще­ния све­та в Га­лак­ти­ке, в нач. 20 в. пре­об­ла­да­ло убе­ж­де­ние о пол­ной про­зрач­но­сти меж­звёзд­но­го про­стран­ст­ва. По­это­му ка­жу­щее­ся умень­ше­ние чис­ла звёзд по ме­ре уда­ле­ния от Солн­ца по всем на­прав­ле­ни­ям, вы­зван­ное гл. обр. по­гло­ще­ни­ем све­та в меж­звёзд­ном про­стран­ст­ве, при­ни­ма­лось за дей­ст­ви­тель­ное умень­ше­ние звёзд­ной плот­но­сти по всем на­прав­ле­ни­ям от Солн­ца. По­это­му в мо­де­лях Кап­тей­на Солн­це рас­по­ла­га­лось вбли­зи цен­тра Га­лак­ти­ки.

В 1908 Г. Ли­витт об­на­ру­жи­ла у пе­ре­мен­ных звёзд – це­фе­ид за­ви­си­мость меж­ду пе­рио­дом пуль­са­ций и све­ти­мо­стью, ле­жа­щую в ос­но­ве совр. шка­лы рас­стоя­ний во Все­лен­ной.

В 1-й четв. 20 в. ас­тро­но­мы Гар­вард­ской об­сер­ва­то­рии (США) за­кон­чи­ли об­зор спек­тров со­тен ты­сяч звёзд, а Э. Герц­шпрунг и Г. Рес­сел об­на­ру­жи­ли раз­де­ле­ние звёзд позд­них спек­траль­ных клас­сов на ги­ган­тов и кар­ли­ков и по­строи­ли диа­грам­му «спектр – све­ти­мость», от­ра­жаю­щую ста­ти­стич. за­ви­си­мость ме­ж­ду спек­траль­ным клас­сом звез­ды и её све­ти­мо­стью. В 1919 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. Т. о., Ше­п­ли оп­ре­де­лил на­прав­ле­ние на центр Га­лак­ти­ки и впер­вые оце­нил рас­стоя­ние до не­го. В 1917 амер. ас­тро­но­мы Дж. Ри­чи и Х. 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 1923–24 Э. Хаббл при по­мо­щи 2,5-мет­ро­во­го те­ле­ско­па раз­ло­жил на звёз­ды внеш­ние об­лас­ти трёх спи­раль­ных ту­ман­но­стей, в т. ч. ту­ман­но­стей Ан­дро­ме­ды и Тре­уголь­ни­ка, а в 1943 В. Ба­а­де при по­мо­щи 5-мет­ро­во­го те­ле­ско­па раз­ло­жил на звёз­ды неск. эл­лип­тич. ту­ман­но­стей и яд­ра упо­мя­ну­тых спи­раль­ных ту­ман­но­стей. Этим окон­ча­тель­но бы­ло до­ка­за­но, что, по­ми­мо Млеч­но­го Пу­ти, су­ще­ст­ву­ют др. ги­гант­ские звёзд­ные сис­те­мы; их на­зва­ли га­лак­ти­ка­ми.

В 1927 Я. Оорт раз­ра­бо­тал ме­тод ис­сле­до­ва­ния вра­ще­ния Га­лак­ти­ки и на ос­но­ва­нии дан­ных о собств. дви­же­ни­ях и лу­че­вых ско­ро­стях звёзд об­на­ру­жил яв­ле­ние вра­ще­ния Галактики и оп­ре­де­лил его осн. ха­рак­те­ри­сти­ки. На­прав­ле­ние на центр вра­ще­ния сов­па­ло с на­прав­ле­ни­ем на центр сис­те­мы ша­ро­вых ско­п­ле­ний. В 1932 рос. ас­тро­ном К. Ф. Ого­род­ни­ков раз­вил тео­рию ки­не­ма­ти­ки звёзд­ных сис­тем (в ча­ст­но­сти Га­лак­ти­ки), в ко­то­рой звёзд­ная сис­те­ма рас­смат­ри­ва­ет­ся не про­сто как со­б­ра­ние отд. дви­жу­щих­ся звёзд, а как еди­ная сис­те­ма. В 1930 амер. ас­троном 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 га­лак­тич. эк­ва­то­ру чис­ло на­блю­дае­мых га­лак­тик бы­ст­ро убы­ва­ет и вбли­зи га­лак­тич. эк­ва­то­ра (при­мер­но ме­ж­ду га­лак­тич. 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 В. А. Ам­бар­цу­мян ус­та­но­вил, что по­гло­щаю­щая свет ма­терия в Га­лак­ти­ке име­ет клоч­ко­ва­тую струк­ту­ру.

В 1940-х гг. бы­ло по­ка­за­но, что про­стран­ст­вен­ное рас­пре­де­ле­ние и ки­не­ма­тич. 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 совр. эпо­ху.

П. П. Па­ре­на­го и Б. В. Ку­кар­кин вме­сте с со­труд­ни­ка­ми изу­чи­ли рас­пре­де­ле­ние и ки­не­ма­ти­ку звёзд разл. ти­пов, в т. ч. 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 Ан­дро­ме­ды, В. Баа­де ука­зал на су­ще­ст­во­ва­ние двух ти­пов звёзд­но­го на­се­ле­ния. Боль­шое зна­че­ние для З. а. име­ло раз­ви­тие ме­то­дов ра­дио­ас­тро­но­мич. 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 С. ван де Хол­стом, С. 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. Рос. ас­тро­ном П. Н. Хо­ло­пов ис­сле­до­вал строе­ние рас­се­ян­ных звёзд­ных ско­п­ле­ний и до­ка­зал на­ли­чие у них об­шир­ных ко­рон. В 1953 рос. ас­тро­ном Е. Д. Пав­лов­ская ме­то­дом ста­ти­стич. па­рал­лак­сов впер­вые оп­ре­де­ли­ла све­ти­мость пе­ре­мен­ных звёзд ти­па RR Ли­ры, яв­ляю­щих­ся «стан­дарт­ны­ми све­ча­ми» в га­лак­ти­че­ских га­ло. В 1970-х гг. рос. астро­ном Ю. Н. Еф­ре­мов вы­дви­нул кон­цеп­цию звёзд­ных ком­плек­сов как круп­ней­ших яче­ек звез­до­об­ра­зо­ва­ния в га­лак­ти­ках.

В нач. 21 в. рез­ко вы­рос­ли объ­ём пер­вич­ных на­блю­да­тель­ных дан­ных и чис­лен­ность звёзд в осн. ка­та­ло­гах. Сти­му­ли­рую­щую роль сыг­ра­ли оциф­ров­ка фо­то­гра­фич. об­зо­ров не­ба, вы­пол­нен­ных в 20 в. на ве­ду­щих об­сер­ва­то­ри­ях ми­ра, ус­пеш­ное за­вер­ше­ние кос­мич. экс­пе­ри­мен­тов Hipparcos и Tycho, а так­же реа­ли­за­ция круп­ных на­зем­ных фо­то­мет­рич. и спек­траль­ных об­зо­ров все­го не­ба, та­ких как Слоа­нов­ский (SDSS), двух­мик­рон­ный (2MASS) и др. Совр. ка­та­ло­ги, раз­ме­щён­ные в ме­ж­ду­нар. цен­трах ас­тро­но­мич. дан­ных, со­дер­жат фо­то­мет­ри­че­ские, спек­траль­ные и др. ха­рак­те­ри­сти­ки мн. мил­лио­нов звёзд. Эти ба­зы дан­ных слу­жат важ­ней­ши­ми ис­точ­ни­ка­ми ин­фор­ма­ции для ас­тро­но­мич. ис­сле­до­ва­ний на­шей и др. га­лак­тик.