В зависимости от методики измерений различают З. в. визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по фотоснимкам), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). З. в., полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (такие З. в. близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять З. в., относящиеся к разным фотометрическим системам. В интернациональных фотографических и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Северного полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в которых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500

), синей В (4350 ) и жёлтой V (5550 ) частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными величинами интернациональной системы. В дополнение к системе UBV употребляют З. в. в красной и инфракрасной областях спектра: R (0,7 мкм), I (0,90 мкм), J (1,25 мкм), К (2,2 мкм) и L (3,7 мкм) и т.д. При установлении любых новых систем З. в. принято, что для нескольких выбранных звёзд главной последовательности Герцшпрунга — Ресселла диаграммы спектрального класса АО все виды З. в. совпадают. Стандартами З. в. в системе UBVRIJKL... служат несколько десятков звёзд, расположенных на всём небе. Разности З. в., полученных в различных фотометрических системах, характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд. Они называются показателями цвета, например B — V, U — В и др.

  Фотоэлектрически измерены З. в. и показатели цвета свыше 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет около 0,01—0,02 З. в. Точность фотографических и визуальных измерений около 0,05—0,1 З. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет З. в. V = —1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й З. в. Звёздная величина Солнца V = —26,78, полной Луны V = —12,71. З. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = —13,78.

  Абсолютной З. в. называется З. в., которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные З. в. (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная З. в. М связана с видимыми З. в. m зависимостью:

М = m + 5 — 51gr,

  где r — расстояние до светила, выраженное в парсеках.

  Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, «Успехи астрономических наук», 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, «Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории», 1962, т. 27.

  А. С. Шаров.

Звёздная динамика

Звёздная дина'мика, динамика звёздных систем, раздел звёздной астрономии, в котором изучаются закономерности движений звёзд в гравитационном поле звёздной системы и, как следствие этого, эволюция звёздных систем. В З. д. сочетаются методы аналитической механики и статистической физики. Средств только первой недостаточно, т.к. число звёзд в звёздных системах (за исключением кратных звёзд) велико. Хотя галактики содержат, кроме звёзд, ещё пыль и газ, движение которых определяется не только гравитационными силами, но и силами светового давления, а также силами магнитного поля звёздной системы, основной задачей З. д. является исследование движений звёзд, т.к. именно в звёздах сосредоточена подавляющая часть всего вещества галактик. Основным типом звёздных систем, изучаемых в З. д., являются галактики и в особенности наша Галактика. Изучаются также шаровые и рассеянные звёздные скопления, кратные звёзды, скопления галактик.

  Важной проблемой З. д. середины 20 в. является проблема релаксации, связанная с исследованием возможных путей эволюции звёздных систем от некоторых первоначальных состояний к состоянию, характеризуемому наблюдаемым в современную эпоху распределением скоростей звёзд. Значительное место в исследованиях по З. д. занимает проблема спиральной и кольцевой структуры галактик и др.

  Лит. см. при ст.Звёздная астрономия.

Звёздная кинематика

Звёздная кинема'тика, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. З. к. изучает движения звёзд, освобожденные от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т.п. Основными кинематическими характеристиками галактических объектов являются их собственные движения m’’_a, m’’_d (см. Собственное движение звезды) и лучевые скорости v_r, которые связаны с пространственной скоростью звезды v относительно Солнца соотношением:

  v² =(4,74m’’_ar)² + (4,74m’’_dr)² + v_r²,

  где r — расстояние от звезды до Солнца (здесь V_r и v выражены в км/сек, r — в nc). Движение любой группы звёзд в пространстве можно характеризовать её средним движением (движением центроида группы) относительно Солнца и параметрами распределения остаточных скоростей, т. е. разностей скоростей звёзд центроида.

  До начала 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистические исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математическую теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:

  Величины h, k, l характеризуют дисперсии компонентов скоростей в направлении гл. осей u, v, w, N — число исследуемых звёзд. Поверхностями равной плотности концов векторов скоростей являются в общем случае трёхосные эллипсоиды, направления больших полуосей которых близки к направлению на центр Галактики.

  Отношения полуосей, пропорциональных дисперсиям остаточных скоростей, примерно постоянны для различных групп звёзд и составляют 1: 0,6: 0,5. Однако их абсолютные значения зависят от того, к какой составляющей Галактики принадлежат исследуемые объекты. Так, для звёзд спектральных классов О и В — типичных представителей плоской составляющей средняя квадратичная скорость равна приблизительно 10км/сек, а для объектов сферической составляющей — порядка 100 км/сек. Эти различия являются следствием неодинаковых условий формирования и возраста звёзд разных составляющих.

  Скорость Солнца v может быть определена путём анализа движений различных групп звёзд. По отношению к видимым невооружённым глазом звёздам Солнце движется со скоростью v = 19,5 км/сек в направлении: прямое восхождение 18 ч, склонение около + 30° (т. н. стандартный апекс). Относительно некоторых др. групп звёзд v достигает »140 км/сек. Разность скоростей Солнца относительно двух центроидов характеризует взаимное движение центроидов, подчинённое определённым закономерностям. Проекции концов векторов скорости Солнца для различных групп звёзд на галактическую плоскость располагаются примерно на одной прямой, проходящей в направлении галактических долгот 90°—270°. Объяснение этой закономерности дал шведский астроном Б. Линдблад, предположив, что Галактика состоит из взаимопроникающих подсистем, вращающихся с разными скоростями вокруг одной и той же оси, проходящей через центр Галактики перпендикулярно к её плоскости. Звёзды, относительно которых Солнце имеет скорость 19,5 км/сек, вращаются наиболее быстро. Исследование вращения Галактики показывает, что на расстоянии Солнца оно происходит по законам, промежуточным между законами вращения твёрдого тела и законами Кеплера (ближе к последним). Влияние дифференциального эффекта вращения Галактики на компоненты собственных движений D_(l и D_mb в галактических координатах l и b и лучевые скорости Dv_r для звёзд в пределах около 1 knc от Солнца выражаются формулами, предложенными голландским астрономом Я. Оортом (1927):