Звёздной астрономией называется ветвь астрономической науки, изучающая структуру и обобщенные закономерности в строении, динамике и эволюции звёздных систем (подсистем) и наблюдающая за реализацией их в Галактике Млечного Пути.
В звёздной астрономии можно выделить: статистику звёзд, кинематику звёзд и динамику звёзд.
Статистика звёзд
Статистика звёзд - область, входящая в звёздную астрономию, в которой происходят исследования взаимосвязей меж разнообразными общефизическими параметрами, присущими звёздам и звёздным скоплениям нашей Галактики, на базе большого объёма собранной информации.
Базисом, помогающим изучить строение Млечного Пути и познавать Вселенную, является возможность определения расстояний до объектов разных происхождений, т.е. для звёзд, звёздных скоплений, газовых туманностей и галактик. Исходя из этого, в число приоритетных задач, решаемых звёздной статистикой, входит определение сетки расстояний, т.к. установление на каком точно расстоянии находится объект, затруднительно при использовании прямого геометрического метода (называемого тригонометрическим параллаксом), и может быть применено только. для небольшого количества, сравнительно недалёких, звёзд и их скоплений (сто - двести парсеков до солнечной системы).
Расстояния до отдаленных звёзд приходится находить, прибегая к косвенным методам. Эти методы заключаются в применении параметра, именуемого «стандартной свечой». Таким образом сравниваются видимые звёздные величины $m$ исследуемых звезд, со звездами у которых известна абсолютная звёздная величина $M$. Эти величины могут быть вычислены по простой формуле:
$m - M = 5lgr - 5 + E(r)$, где:
- $E(r)$ - величина, характеризующая то как поглощается свет в пространстве между звёздами,
- $r$ - расстояние, получаемое вдоль луча зрения.
«Стандартными свечами» могут быть звёзды, относящиеся ко всем категориям спектра, имеющие различные классы светимости. Но всё же предпочтение отдаётся объектам, которые быстро отождествляются и ярко светят, т.е. переменным звёздам определённых видов.
Математическим оператором, обслуживающим данную область астрономии, служат статистические функции распределения небесных тел по разным параметрам.
В звёздной статистике используется сортировка звёзд по абсолютной звёздной величине (иначе функции светимости) и по видимым звёздным величинам (по дифференциальной функции блеска).
Для исследования того, как устроены звёздные подсистемы и галактические населения, можно применить метод звёздных подсчётов.
Главное в звёздной статистике:
- Расстояния до звёзд измеряются посредством «стандартной свечи»
- Статистические функции распределения небесных тел - математический инструмент, обслуживающий звёздную статистику.
- Для исследования того, как устроены звёздные подсистемы и галактические населения, можно применить метод звёздных подсчётов.
Кинематика звёзд
Для изучения распределения видимых кинематических параметров, можно использовать один из разделов механики - кинематику, и математическую статистику. Они дают возможность изучить распределение наблюдаемых кинематических звёздных параметров (реальные звёздные движения, значения лучевой, тангенциальной и пространственной скоростей, наблюдаемую угловую скорость), найти настоящие кинематические параметры (элементы, из которых состоит остаточная скорость, реальную угловую скорость) и сделать заключение об обобщённых законах движения звёздной системы.
Несмотря на то, что система звёзд является конгломератом отдельных тел (звёзд), между которыми расстояния внушительных размеров, движение и структура системы имеет как разрывность, так и непрерывность. Допустим, что звёздная система помещается в произвольном месте, и находится внутри сферы, объём которой мал, если сравнить его с объёмом, который занимает вся звёздная система, но допускающим, попадание в неё определённого числа (пусть, тысячи) звёзд.
В этом случае к среднему значению всех звёздных скоростей, поместившихся в сферу, применим термин - центроидная звёздная скорость. При изменении положения точки в звёздной системе, соответствующий системе центроид изменит собственную скорость не сразу и достаточно плавно. Следовательно, можно считать, что у звёздной системы есть непрерывное скоростное поле.
Как правило, звезда и у центроид обладают разными скоростями. Так, например, у Солнца имеется движение относительно его центроида. Название этой скорости - остаточная скорость Солнца. Замеры, с поверхности Земли звёздных скоростей. включают в себя эту скорость.
Исследование центроидных скоростей указывает на то, что движения центроидов, являются круговыми, и осуществляются параллельно галактической плоскости вокруг её оси симметрии. Вращение Галактики происходит не как у твёрдого тела - в процессе вращения не имеет место её расширение или сжатие. В тоже время, у центральных областей Галактики вращение, скорее всего, как у твёрдого тела. Период их вращения приблизительно тридцать миллионов лет. В пяти килопарсеках до центра период составит сто тридцать миллионов лет, а для орбиты Солнца (десять килопарсек до центра) - примерно двести пятьдесят миллионов лет.
Рисунок 1. Влияние собственной скорости, на измерение скорости объекта. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
Главное в звёздной статистике:
- Каждая звёздная система обладает непрерывным скоростным полем
- На измерение скорости объекта (звезды), влияет собственная скорость Солнца.
Динамика звёзд
Данный раздел звёздной астрономии занимается изучением закономерностей, возникающих при звёздных перемещениях, под воздействием гравитационных полей звёздных систем. Также здесь изучают то, как звёздные системы эволюционируют, исследуют, как звёзды взаимодействуют парами и во множественном количестве, как звёздные системы достигают равновесных состояний и как влияют внутренние и внешние факторы на их динамическое эволюционирование.
Макроскопические характеристики звёздных систем можно описать с помощью функции фазовой плотности, которая зависит от их положения и звёздной скорости. Для этого сила гравитации, изображается как сумма постоянной силы, от сглаженного распределения плотности, и непостоянной силы, появляющейся при близком звёздном сближении. Регулярная сила дает звезде движение по постоянной орбите, а звёздное сближение создает гравитационное поле, изменяющее эту орбиту.
Значение постоянных сил увеличивается со «смертью» звёзд, входящих в систему. Непостоянные силы. изменяя звёздные скорости, приводят систему к равновесному распределению скоростей, обеспечивая установление термодинамического и статистического равновесия. Если звёздное скопление является рассеянным, процесс займёт от одного до десяти миллионов лет, у шарового скопления - от ста миллионов до десяти миллиардов лет.
Главное в звёздной динамике:
- Сила звёздной гравитации состоит из постоянной и непостоянной составляющих.
- Рассеянные звёздные скопления приходят в равновесное состояние быстрее шаровых.
Рисунок 2. Шаровое скопление. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
