Читать «Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)» онлайн - страница 21
БСЭ БСЭ
Сложность задач звёздной статистики связана также с тем, что большая часть звёзд Галактики, вследствие огромных её размеров и значительного поглощения света около главной плоскости, не может наблюдаться. Даже в ближайших галактических окрестностях Солнца некоторая часть звёзд низкой светимости ещё не выявлена. Тем не менее общее число доступных наблюдениям звёзд так велико, что определение всех характеристик этих звёзд — непомерно большая наблюдательная задача. Поэтому многие астрономические обсерватории мира ведут работу по т. н. плану избранных площадей (предложенному в 1906 голландским астрономом Я. Каптейном), согласно которому определение характеристик слабых звёзд должно в основном производиться лишь в 206 отдельных площадках, распределённых равномерно по всему небу, и ещё дополнительно в 46 площадках, представляющих особый интерес. При этом принимается, что закономерности, которые выводятся на основании звёздных характеристик, определённых в площадках Каптейна, должны соответствовать тем закономерностям, которые можно было бы получить, исследуя характеристики всех звёзд неба. Международный астрономический союз распределил работу по определению различных характеристик звёзд между обсерваториями разных стран. Часть этой работы выполняется на обсерваториях СССР.
Звёздная кинематика. Методы кинематики (раздела механики) и математической статистики позволяют изучать распределения видимых кинематических характеристик звёзд (собственное движение, лучевая скорость, тангенциальная скорость, пространственная скорость, видимая скорость вращения), находить распределения истинных кинематических характеристик (компоненты остаточной скорости, истинная скорость вращения) и делать выводы об общих закономерностях движения звёздной системы как целого.
Хотя звёздная система состоит из отдельных тел — звёзд, разделённых большими расстояниями, в её строении и движении наряду со свойствами прерывности наблюдаются и свойства непрерывности. Пусть произвольная точка пространства, занимаемого звёздной системой, окружена сферой с объёмом, малым в сравнении с объёмом всей звёздной системы, но настолько большим, чтобы в неё попало достаточно много (например, 1000) звёзд; тогда среднее значение скоростей всех звёзд, находящихся в сфере, называется скоростью центроида этих звёзд. С изменением координат точки в звёздной системе скорость соответствующего ей центроида изменяется медленно и почти плавно. Поэтому в звёздной системе можно рассматривать непрерывное поле скоростей. Естественно, что в общем случае скорость звезды не совпадает со скоростью её центроида. В нашей Галактике, в частности, Солнце движется по отношению к своему центроиду. Эта скорость называется остаточной скоростью Солнца и входит в измеренные с Земли (движущейся вместе с Солнцем) скорости звёзд. Разработаны методы определения остаточной скорости Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звёзд. Хотя эти два метода используют наблюдательный материал, получаемый совершенно разным путём (один из астрофизических, а другой из астрометрических измерений), они приводят к хорошо согласующимся результатам. Остаточная скорость Солнца (по отношению к совокупности всех звёзд ярче 6-й звёздной величины) близка к 19,5
