Звёздная кинематика

Определение "Звёздная кинематика" в Большой Советской Энциклопедии

Звёздная кинематика, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. Звёздная кинематика 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 v₀ может быть определена путём анализа движений различных групп звёзд. По отношению к видимым невооружённым глазом звёздам Солнце движется со скоростью v₀ = 19,5 км/сек в направлении: прямое восхождение 18 ч, склонение около + 30° (т. н. стандартный апекс). Относительно некоторых др. групп звёзд v₀ 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):
Dv_r = Ar sin 21 cos²b; D_(l = A cos 2l + В;
  D_mb = —Ar sin 21 sin b cos b.

  Вращение Галактики на расстоянии Солнца может быть описано следующими значениями параметров (постоянных Оорта): А = 15 (км/сек)/кnc; В = — 10 (км/сек)/кnc.
 
  Лит. см. при ст. Звёздная астрономия.
  Е. Д. Павловская.