Звездная астрономия

Звездная астрономия изучает строение и развитие нашей звездной системы - Галактики. Причем не только разнообразные населяющие ее звезды, в том числе двойные, тройные и, вообще, кратные, но и звездные скопления - рассеянные и шаровые, а также диффузное вещество, которое образует газовые, пылевые и газопылевые облака (смотрите Туманности).

Звездная астрономия опирается на знания, добытые всеми другими отраслями астрономии. Это позволяет на основании большого статистического материала изучать взаимозависимость различных свойств астрономических объектов в Галактике, связь разных их характеристик, законы их расположения и движения и признаки их развития. Так, астрометрия дает точнейшим образом измеренные положения объектов (звезд, скоплений, туманностей и так далее) на небесной сфере. Сравнения точных положений (координаты), измеренных в различные годы, позволяют определять угловые перемещения небесных объектов на фоне более далеких звезд, то есть определять их собственные движения. Не менее точные измерения нужны для определения тригонометрических звездных параллаксов.

Астрофизика дает нам сведения о физических свойствах звезд, в частности о температуре поверхности звезды, которая определяется из ее спектра (смотрите Температура небесных тел). О температуре звезд также судят по их спектру. Звездная астрономия интересуется истинными свойствами звезд, поэтому от видимого блеска звезды переходят к светимости звезды, которую можно выразить в единицах светимости Солнца или в абсолютных звездных величинах (смотрите Светимость).

Сопоставив на одном графике данные об абсолютной звездной величине и спектральном классе для звезд с надежно измеренными параллаксами, получим "спектр-светимость" диаграмму. Принадлежность звезд одного и того же спектрального класса разным последовательностям на этой диаграмме вносит небольшие, но вполне измеримые различия в интенсивности некоторых спектральных линий, что дает возможность определять светимость по одному лишь спектру, без измерения тригонометрического параллакса. Тогда по светимости можно вычислить так называемый спектральный параллакс. Этот метод спектральных параллаксов позволил в сотни тысяч раз расширить изучаемый объем пространства. Продвижение к еще большим расстояниям связано с зависимостью светимости цефеид от их периода (смотрите Цефеиды). Метод цефеидных параллаксов можно применить к определению расстояний даже до других звездных систем - галактик.

При изучении особенности распределения звезд в Галактике учитывается влияние поглощающей свет газопылевой материи на видимые звездные величины и измеряемые цвета звезд. Если не учесть этого поглощения света, то можно ошибиться в определении расстояния в десятки и сотни раз. Помогает решению этой задачи то, что поглощение света зависит от длины волны принимаемого излучения, то есть помимо общего поглощения, искажающего видимую звездную величину, существует избирательное (селективное) поглощение, искажающее цвет звезды. По величине искажения цвета легко определить общее поглощение.

Измерение положения спектральных линий позволяет определить величину, связанную с пространственным движением небесного тела, - его лучевую скорость. Сопоставление собственных движений, параллаксов и лучевых скоростей дает возможность вычислять пространственные скорости звезд и изучать закономерности звездных движений. Так, выяснилось, что само Солнце движется в направлении границы созвездий Лиры и Геркулеса со скоростью около 20 километров в секунду относительно звезд, видимых невооруженным глазом. Следующим достижением звездной астрономии было открытие вращения Галактики. Подробное его изучение привело к установлению того, что объекты разной физической природы (разные подсистемы) по-разному участвуют в галактическом вращении и относятся к разным составляющим Галактики. Например, горячие звезды О и В, рассеянные звездные скопления, долгопериодические цефеиды, газ и пыль относятся к плоской составляющей, само название которой говорит о близости этих объектов к основной плоскости Галактики. Короткопериодические переменные звезды типа RR Лиры, шаровые звездные скопления относятся к сферической составляющей. Некоторые подсистемы относятся к промежуточной составляющей.

Подобное деление звездного населения и других объектов на различные составляющие оказалось характерным и для многих наблюдаемых галактик. Изучение расположения разных объектов в Галактике выявило ее спиральную структуру. Особый интерес представляет центральная область Галактики, где находится ее ядро с несколькими интенсивными источниками радиоизлучения.

Описанные выше исследования ведутся в разделах звездной астрономии, называемых звездной статистикой и звездной кинематикой. Еще один важный ее раздел - звездная динамика изучает закономерности движений звезд в поле тяготения звездной системы, а также эволюцию звездных систем вследствие движения звезд.

Опираясь на всю совокупность данных о расположении и движении объектов в Галактике, а также на астрофизические данные об эволюции звезд и межзвездной среды, можно оценить возраст Галактики в 10-15 миллиардов лет. Однако изучать эволюцию Галактики и ее возраст можно лишь в содружестве с внегалактической астрономией, сопоставляя характеристики нашей Галактики с характеристиками других галактик.

Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год