Звездная астрономия 

1. Звездная статистика
2. Звездная кинематика
3. Звездная динамика 

Звездная астрономия разделяется на три основных раздела: звездная статистика, звездная динамика и звездная кинематика. 

Звездная статистика

Основной базис, который помогает в изучении строения Млечного Пути – возможность определения расстояний до различных объектов. Поэтому к приоритетам звездной статистики относятся определение сетки расстояний, так как вычислить точное расстояние методом тригонометрического параллакса возможно только для объектов, расположенных на расстоянии 100-200 парсеков от Солнечной системы. 

Для определения расстояний до отдаленных объектов используется метод «стандартной свечи». Он заключается в сравнении видимых звездных величин m исследуемых объектов со звездами, у которых известна абсолютная звездная величина М. Для вычисления используется формула \(m−M=5lgr−5+E(r)\), где:
•    \(E(r)\) — величина, характеризующая поглощение света в пространстве между звёздами;
•    \(r\) — расстояние, получаемое вдоль луча зрения.

Статистические функции распределения небесных тел по различным параметрам выступают в качестве математического оператора. 

В звездной статистике применяется сортировка звезд по функции светимости (абсолютной звездной величине) и по дифференциальной функции блеска (по видимым звездным величинам). Для исследования устройства звездных подсистем и галактических населений применяют метод звездных подсчетов. 

Основные положения звездной статистики:

• Расстояния до отдаленных звезд измеряются методом «стандартной свечи»;
• Статистические функции распределения небесных тел представляют собой математический инструмент для обслуживания звездной статистики;
• Метод звездных подсчетов применяется для исследования устройства звездных подсистем и галактических населений.

Звездная кинематика

Кинематика и математическая статистика используются для изучения распределения видимых кинематических параметров. С их помощью предоставляется возможность изучения наблюдаемых кинематических звездных параметров (реальных звездных движений, скоростей и тд), нахождения настоящих кинематических параметров и заключение обобщенных законов движения звездной системы. 

Несмотря на то, что любая звездная система представляет собой конгломерат отдельных тел, для нее характерны одновременно непрерывность и отрывистость. При помещении звездной системы в условную сферу, имеющую объем несоизмеримо больший, чем вся система и вмещающая тысячи звезд, применяется термин центроидной звездной скорости, что позволяет считать наличие у звездной системы непрерывного скоростного поля. 

Важно понимать, что звезда и центроид имеют различные скорости, так как Солнце движется относительно центроида. Поэтому такую скорость называют остаточной скоростью Солнца и она обязательно учитывается при замере скоростей космических объектов, производимых с Земли. 

Как показывают исследования центроидных скоростей, все движения центроидов круговые и производятся параллельно галактической плоскости вокруг ее оси симметрии. Несмотря на то, что для центральных областей галактики характерны вращение как у твердого тела, сама галактика вращается без сжатия и расширения.

Период вращения центральных областей галактики составляет около 30 млн лет. Для орбиты Солнца, расположенной на расстоянии 10 килопарсеков от центра галактики, период вращения составляет 250 млн лет. 

Рисунок 1. Влияние собственной скорости, на измерение скорости объекта

Основные моменты звездной кинематики:

• У каждой звездной системы имеется собственное непрерывное скоростное поле;
• Собственная скорость Солнца влияет на измерение скорости любого космического объекта.

Звездная динамика 

Этот раздел звездной астрономии изучает закономерности, что возникают при звездных перемещениях под воздействием гравитационных полей звездных систем. Также звездная динамика занимается изучением эволюции звездных систем, исследованием взаимодействия звездных пар и множественных количеств звезд, достижения звездами равновесных состояний, влиянием внутренних и внешних факторов на их динамическое эволюционирование. 

Для описания макроскопических характеристик звездных систем используются функции фазовой плотности, зависящей от звездной скорости и положения систем. В этом случае гравитационная сила изображается как сумма постоянной силы, что появляется при звездном сближении. Движение звезды по орбите задается регулярной силой, а гравитационное поле, изменяющее орбиту, создается звездным сближением. 

Чем больше «мертвых» звезд в системе, тем больше увеличивается значение постоянных сил. Непостоянные силы изменяю звездные скорости, в результате чего звездная система приобретает равновесное распределение скоростей с установлением статистического и термодинамического равновесия.

В том случае, если звездное скопление является рассеянным, процесс занимает от 1 до 10 миллионов лет, а у шаровых скоплений этот процесс занимает от 100 миллионов до 1 миллиарда лет. 

Основные моменты звездной динамики:

• Сила звездной гравитации состоит из постоянной и непостоянной составляющей;
• Шаровые звездные скопления приходят в равновесие гораздо дольше, чем рассеянные.