Звёздная астрономия

Наука
Звёздная астрономия
Предмет изучения	звёздная система
Основные направления	астрономия

Звёздная астрономия — раздел астрономии, который изучает состав и общие закономерности строения, динамику и эволюцию звёздных систем и подсистем и следит за их воплощением применительно к нашей Галактике

История

Уильям Гершель

Василий Струве

Эдвин Хаббл

Начало Звёздной астрономии было положено в конце XVIII века английским астрономом Уильяма Гершеля, который выполнил несколько статистических исследований звёздного неба. Произведя подсчёты числа звёзд, видимых в поле зрения телескопа в разных участках неба, он обнаружил явление галактической концентрации, возрастание числа звёзд по мере приближения к галактическому экватору. Это указало на сплюснутость нашей звёздной системы. Гершель построил первую модель нашей звёздной системы — Галактики, 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 Исаака Ньютона справедлив и за пределами Солнечной системы.

В 1847 русский астроном Василий Струве, изучая строение Галактики, высказал утверждение о существовании поглощения света в межзвёздном пространстве и об увеличении звёздной плотности (пространственной) при приближении к плоскости симметрии Галактики. В середине XIX века русским астроном Мариан Ковальский и английским астроном Джордж Эйри разработали аналитические методы определения скорости Солнца по собственным движениям звёзд. В конце XIX века Хуго Зелигер и Карл Шварцшильд в Германии развили методы исследования пространственного распределения звёзд по их подсчётам. В начале XX века голландский астроном Якобус 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 скоростей (остаточных) звёзд, более естественно объясняющее наблюдаемые закономерности в движениях звёзд. К этому же времени относятся выполненные Каптейном исследования строения Галактики на основании результатов звёздных подсчётов и анализа собственных движений звёзд. Несмотря на то, что ещё в середине XIX века Василий Струве пришёл к заключению о существовании поглощения света в Галактике, в начале XX века преобладало убеждение о полной прозрачности межзвёздного пространства. Поэтому кажущееся поредение звёзд по мере удаления от Солнца по всем направлениям, вызываемое главным образом поглощением света в межзвёздном пространстве, принималось за действительное уменьшение звёздной плотности по всем направлениям от Солнца. В моделях Каптейна Солнце находилось в центре Галактики. В первой четверти XX века астрономы Гарвардской обсерватории закончили обзор спектров сотен тысяч звёзд, а голландский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астроном Генри Ресселл обнаружили в это же время разделение звёзд поздних спектральных классов на гиганты и карлики и построили диаграмму «спектр — светимость», отражающую статистическую зависимость между спектром звезды и её светимостью. В 1917 году американские астрономы Джордж Ричи и Хибер Доуст Кертис обнаружили в туманностях, имеющих вид спиралей, неожиданно появляющиеся, а затем исчезающие слабые звёзды и определили, что это Новые звёзды, аналогичные тем, которые время от времени наблюдаются в Галактике. В 1918 году американский астроном Харлоу Шепли нашёл, что центр системы шаровых скоплений расположен далеко от Солнца. Очевидно, что именно центр огромной системы шаровых скоплений должен совпадать с центром Галактики. Шепли определил направление на центр Галактики и оценил расстояние его от Солнца.

В 1926 году американский астроном Эдвин Хаббл при помощи 2,5-м телескопа разложил на звёзды внешние области трёх спиральных туманностей, в том числе туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 году американский астроном Вальтер Бааде при помощи 5-м телескопа разрешил на звёзды несколько эллиптических туманностей и ядра упомянутых спиральных туманностей. Этим окончательно было доказано, что, помимо Галактики, существуют другие звездные системы, их назвали галактиками. В 1927 году голландский астроном Ян Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собственных движениях и лучевых скоростях звёзд обнаружил явление вращения, определил его основные характеристики. В 1932 году советский астроном Кирилл 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 1947 году советский учёный Виктор Амбарцумян установил, что поглощающая свет материя в Галактике имеет клочкообразную структуру. 40-е годы XX века 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 образуют группировки, получившие название звёздных ассоциаций. Их возраст оказался равным 105—107 лет, что намного меньше возраста Земли, Солнца, большей части звёзд Галактики, самой Галактики и других галактик, который оценивается в миллиарды лет. Советские астрономы Павел Паренаго и Борис Кукаркин 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. Большое значение для Звёздной астрономии имело развитие методов радиоастрономических наблюдений. Радионаблюдения позволили изучить структуру ядра Галактики, уточнить положение её плоскости симметрии. Начало второй половины XX века характеризовалось 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.

Предмет изучения

Каждая звезда может быть охарактеризована рядом параметров; некоторые из них зависят от положения звезды относительно Солнца. Такими, видимыми, характеристиками являются: сферические координаты звезды, которые принимают галактическую систему небесных координат; видимая Звёздная величина звезды в различных фотометрических системах; наблюдаемый Показатель цвета; избыток цвета; значение поглощения и поляризации света; расстояние до звезды; собственное движение звезды; Параллакс; тангенциальная и лучевая скорости; видимая скорость вращения. Часть этих характеристик, а именно: поглощение и поляризация света, избыток цвета, — зависит главным образом от количества и свойств поглощающей свет пылевой материи, расположенной между Солнцем и звездой. Другие параметры являются истинными характеристиками звезды, не зависящими от взаимного положения звезды и наблюдателя. Они включают: координаты звезды, определяющие её пространственное положение в Галактике, абсолютная звёздная величина, светимость, истинные показатели цвета, спектральный класс, температура, масса, радиус, компоненты скорости в Галактике, истинная скорость вращения. В определениях звёздных характеристик Звёздная астрономия тесно взаимодействует с другими разделами астрономии — астрометрией и астрофизикой.

Разделы Звёздной астрономии

Изменения блеска затменной двойной системы

Эволюция тесной двойной системы в представлении художника

Тройная звезда HD 188753

Область звездообразования в созвездии Единорога, изображение телескопа VISTA

Киль OB1, крупная OB-ассоциация

Конкретные исследования других галактик и иных внегалактических объектов выделились в середине XX века из Звёздной астрономии в особый раздел астрономии — внегалактическую астрономию. В отличие от астрофизики, которая изучает природу отдельных звёзд и туманностей, Звёздная астрономия исследует коллективы этих объектов. Звёздная астрономия подразделяется на звёздную статистику, звёздную кинематику и звёздную динамику.

Звёздная статистика — раздел звёздной астрономии, занимающейся исследованием строения Галактики, выяснение характеристик звёздного населения в различных её областях может проводиться с помощью методов математической статистики. Таким путём изучают распределение звёзд, обладающих теми или иными характеристиками, в различных направлениях или в различных областях Галактики, в том числе и в коллективных членах Галактики — рассеянных звёздных скоплениях, шаровых скоплениях, звёздных ассоциациях. Статистические закономерности, получаемые таким путём, называются функциями распределения. Функции светимости показывают, как распределены по светимостям звёзды в различных областях Галактики. Наиболее надёжно эта функция определена для окрестностей Солнца и для близких рассеянных скоплений. Функция звёздной плотности выражает распределение звёзд по расстояниям в данном телесном угле. Функция поглощения света показывает, как изменяется поглощение света звёзд (выраженное в звёздных величинах) в данном направлении в зависимости от расстояния. Многие функции распределения в звёздной статистике связаны между собой уравнениями. Функцию блеска, функцию звёздной плотности, функцию светимости и функцию поглощения связывают уравнениями, называют основными уравнениями звёздной статистики. Звёздная статистика исследует также распределения характеристик переменных звёзд (вид кривой изменения блеска, период и амплитуда изменения блеска, амплитуда изменения показателя цвета), двойных звёзд (угловое расстояние между компонентами, разность видимых величин, различие спектров компонентов, элементы орбиты), кратных звёзд и звёздных скоплений (диаметр, численность звёзд, законы видимого и пространств. распределения плотности, диаграмма «цвет — видимая величина»), тёмных туманностей (размеры, коэффициент прозрачности) и других объектов Галактики. Звёзды каждого спектрального класса, каждого типа (например, различного типа переменные звёзды) располагаются в пространстве особым образом (Галактика как бы состоит из множества взаимопроникающих подсистем), то в звёздной статистике многие исследования проводятся для звёзд каждого спектрального класса или типа отдельно.

Звёздная кинематика — раздел звёздной астрономии, изучающий кинематику или движение звёзд в пространстве. Предметом исследования кинематики звёзд включает в себя измерение скоростей звёзд Млечного Пути и его галактик-спутников наряду с измерением внутренней кинематики более далёких галактик. Определение кинематических свойств звёзд в различных компонентах Млечного Пути, включая тонкий диск, толстый диск, балдж и звёздное гало, предоставляет важную информацию о формировании и эволюции Галактики. Данные о кинематике также помогают обнаружить такие экзотические объекты, как гиперскоростные звёзды, наличие которых обычно объясняют результатом гравитационного взаимодействия двойной звезды и сверхмассивной чёрной дыры, Sgr A* в центре Галактики. Звёздная кинематика связана (хотя и отличается) с предметом звёздной динамики, использующей теоретическое изучение или моделирование движений звёзд под действием гравитации. Модели звёздной динамики таких систем, как галактики или звёздные скопления, часто сопоставляют с кинематическими данными для исследования эволюции и распределения массы, а также для выявления наличия тёмной материи или сверхмассивных чёрных дыр по их гравитационному влиянию на орбиты звёзд..

Звёздная динамика — раздел звёздной астрономии, изучающий движения звёзд под воздействием гравитационных полей. Основными объектами изучения являются двойные и кратные звёзды, рассеянные и шаровые скопления, галактики (в том числе и Млечный Путь), скопления и сверхскопления галактик как звёздные системы. Звёздная динамика использует и методы аналитической механики, и методы статистической физики. Это обусловлено тем, что в реальных звёздных системах (без учёта кратных звёзд) количество объектов зачастую слишком велико даже для методов численного моделирования, не говоря уже об аналитическом решении гравитационной задачи N тел. Учитывая большое количество объектов в звёздной системе, динамика звёзд обычно связана с более глобальными, статистическими свойствами нескольких орбит, а не с конкретными данными о положениях и скоростях отдельных орбит. Движение звёзд в галактике или в шаровом звёздном скоплении в основном определяется средним распределением других, удалённых звёзд. Звёздные столкновения включают такие процессы, как релаксация, массовая сегрегация, приливные силы и динамическое трение, которые влияют на траектории членов системы. Звёздная динамика также имеет отношение к физике плазмы.

Литература

• Звездная астрономия / Большая Российская энциклопедия // научно-редакционный совет: председатель — Ю. С. Осипов и др. — Москва : Большая Российская энциклопедия, Т. 10: Железное дерево — Излучение. — [отв. ред. С. Л. Кравец]. — 2008. — 766 с. — ISBN 978-5-85270-341-5
• Звездная астрономия / Большая советская энциклопедия // Глав. ред. А. М. Прохоров. — 3-е изд. — Москва : Сов. энциклопедия, Т. 9: Евклид-Ибсен. — 1972. — 623 с
• Звездная астрономия / В. Зонн, К. Рудницкий ; Авториз. пер. с польского В. Зонна ; Под ред. П. П. Паренаго. — Москва : Изд-во иностр. лит., 1959. — 448 с.
• Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона. 82 основных и 4 дополнительных томов. — СПб.: Семеновская Типолитография (И.А. Ефрона), 1890—1907.