Зоряна астрономія, розділ астрономії, що досліджує загальні закономірності будови, складу, динаміки і еволюції зоряних систем і що вивчає реалізацію цих закономірностей в нашій зоряній системі — Галактиці . Конкретні дослідження ін. галактик і інших позагалактичних об'єктів виділилися в середині 20 ст із З. а. у особливий розділ астрономії — позагалактичну астрономію . На відміну від астрофізики, яка вивчає природу окремих зірок і туманностей, З. а. досліджує колективи (ансамблі) цих об'єктів. З. а. підрозділяється на зоряну статистику, зоряну кінематику і зоряну динаміку.
Кожна зірка може бути охарактеризована рядом параметрів; деякі з них залежать від положення зірки відносно Сонця. Такими, видимими, характеристиками є: сферичні координати зірки (у З. а. зазвичай приймають галактичну систему небесних координат ); видима зоряна величина зірки в різних фотометричних системах; спостережуваний показник кольору ; надлишок кольору; значення поглинання і поляризації світла; відстань до зірки; власний рух зірки ;паралакс ; тангенціальна і променева швидкості; видима швидкість обертання. Частина цих характеристик, а саме: поглинання і поляризація світла, надлишок кольору, — залежить головним чином від кількості і властивостей пиловій матерії, що поглинає світло, розташованій між Сонцем і зіркою. Ін.(Древн) параметри є дійсними характеристиками зірки, не залежними від взаємного положення зірки і спостерігача. Це: координати зірки, що визначають її просторове положення в Галактиці, абсолютна зоряна величина, світимість, дійсні показники кольору, спектральний клас, температура, маса, радіус, компоненти швидкості в Галактиці, дійсна швидкість обертання.
У визначеннях зоряних характеристик З. а. тісно взаємодіє з ін. розділами астрономії — астрометрією і астрофізикою .
Зоряна статистика. Дослідження будови Галактики, з'ясування характеристик зоряного населення в різних її областях може проводитися за допомогою методів математичної статистики. Таким дорогою вивчають розподіл зірок, що володіють тими або іншими характеристиками, в різних напрямах або в різних областях Галактики, у тому числі і в колективних членах Галактики — розсіяних зоряних скупченнях, кульових скупченнях, зоряних асоціаціях. Статистичні закономірності, що отримуються таким дорогою, називаються функціями розподілу. Наприклад, функція блиску визначає розподіл зірок по видимим зоряним величинам. Функції світимості показують, як розподілені по светімостям зірки в різних областях Галактики. Найнадійніше ця функція визначена для околиць Сонця і для близьких розсіяних скупчень. Функція зоряної щільності виражає розподіл зірок по відстанях в даному тілесному вугіллі. Функція поглинання світла показує, як змінюється поглинання світла зірок (виражене в зоряних величинах) в даному напрямі залежно від відстані. Багато функцій розподілу в зоряній статистиці зв'язано між собою рівняннями. Наприклад, функцію блиску, функцію зоряної щільності, функцію світимості і функцію поглинання зв'язують рівняннями, називають основними рівняннями зоряної статистики . Рівняння зоряної статистики завжди містять поряд з функціями розподіли видимих характеристик функції розподілу достеменних характеристик зірок. Одним з важливих завдань зоряної статистики є використання цих рівнянь для знаходження функцій дійсних характеристик по отриманих із спостережень функціях видимих характеристик. Наприклад, вирішуючи рівняння, що зв'язує функцію розподілу видимої поверхневої зоряної щільності в кульовому скупченні з функцією дійсної просторової зоряної щільності в цьому скупченні, знаходять другу з цих функцій по знайденій із спостережень першій функції. Важливу роль грають дослідження багатовимірних розподілів зоряних характеристик, т. до. многие характеристики статистично між собою зв'язані. Зазвичай ці статистичні залежності є складними і тому їх представляють головним чином за допомогою діаграм. Наприклад, статистичну залежність між спектрами зірок і їх абсолютними зоряними величинами представляється діаграмою, яка виявляє ряд послідовностей в зоряному населенні, що мають еволюційний сенс (див. Герцшпрунга — Ресселла діаграма ) . Істотне значення для характеристики зоряного населення мають також діаграми «колір — абсолютна зоряна величина», «колір — видима зоряна величина», «маса — абсолютна зоряна величина», двобарвна діаграма (для двох кольорів, кожен з яких характеризує співвідношення енергії випромінювання в двох різних областях спектру зірки).
Зоряна статистика досліджує також розподіли характеристик змінних зірок (вигляд кривої зміни блиску, період і амплітуда зміни блиску, амплітуда зміни показника кольору і ін.), подвійних зірок (кутова відстань між компонентамі, різниця видимих величин, відмінність спектрів компонентів, елементи орбіти і ін.), кратних зірок і зоряних скупчень (діаметр, чисельність зірок, закони видимого і просторів. розподіли щільність, діаграма «колір — видима величина» і ін.), темних туманностей (розміри, коефіцієнт прозорості) і ін. об'єктів Галактики. Т. до. зірки кожного спектрального класу, кожного типа (наприклад, різного типа змінні зірки) розташовуються в просторі особливим чином (Галактика як би складається з безлічі взаємнопроникаючих підсистем), то в зоряній статистиці багато досліджень проводяться для зірок кожного спектрального класу або типа окремо.
При визначеннях відстаней до зірок на основі порівняння їх абсолютної і видимої зоряної величини враховують поглинання світла в просторі. Величину цього поглинання оцінюють по невідповідності кольори зірки її спектральному класу, яке викликається почервонінням кольору зірки із-за впливу матерії, що поглинає світло. Унаслідок неточності оцінок поглинання світла, яке особливо велике для далеких зірок в напрямах, близьких до плоскості симетрії Галактики, відстані до більшості зірок визначаються невпевнено. Це одна з причин, що ускладнюють завдання зоряної статистики.
Складність завдань зоряної статистики пов'язана також з тим, що велика частина зірок Галактики, унаслідок величезних її розмірів і значного поглинання світла біля головної плоскості, не може спостерігатися. Навіть у найближчих галактичних околицях Сонця деяка частина зірок низької світимості ще не виявлена. Тим не менш загальне число доступних спостереженням зірок таке велике, що визначення всіх характеристик цих зірок — непомірно велике наглядове завдання. Тому багато астрономічних обсерваторій світу ведуть роботу по т.з. плану вибраних площ (запропонованому в 1906 голландським астрономом Я. Каптейном), згідно з яким визначення характеристик слабких зірок повинне в основному вироблятися лише в 206 окремих майданчиках, розподілених рівномірно по всьому піднебінню, і ще додатково в 46 майданчиках, що представляють особливий інтерес. При цьому приймається, що закономірності, які виводяться на підставі зоряних характеристик, визначених в майданчиках Каптейна, повинні відповідати тим закономірностям, які можна було б отримати, досліджуючи характеристики всіх зірок піднебіння. Міжнародний астрономічний союз розподілив роботу за визначенням різних характеристик зірок між обсерваторіями різних країн. Частина цієї роботи виконується на обсерваторіях СРСР.
Зоряна кінематика. Методи кінематики (розділу механіки) і математичної статистики дозволяють вивчати розподіли видимих кінематичних характеристик зірок (власний рух, променева швидкість, тангенціальна швидкість, просторова швидкість, видима швидкість обертання), знаходити розподіли дійсних кінематичних характеристик (компоненти залишкової швидкості, дійсна швидкість обертання) і робити виводи про загальні закономірності руху зоряної системи як цілого.
Хоча зоряна система складається з окремих тіл — зірок, розділених великими відстанями, в її будові і русі поряд з властивостями переривчастої спостерігаються і властивості безперервності. Хай довільна точка простору, займаного зоряною системою, оточена сферою з об'ємом, малим порівняно з об'ємом всієї зоряної системи, але настільки великим щоб в неї попали досить багато (наприклад, 1000) зірок; тоді середнє значення швидкостей всіх зірок, що знаходяться в сфері, називається швидкістю центроїда цих зірок. Із зміною координат точки в зоряній системі швидкість відповідного нею центроїда змінюється повільно і майже плавно. Тому в зоряній системі можна розглядати безперервне поле швидкостей. Природно, що в загальному випадку швидкість зірки не збігається із швидкістю її центроїда. У нашій Галактиці, в частковості, Сонце рухається по відношенню до свого центроїда. Ця швидкість називається залишковою швидкістю Сонця і входить у виміряні із Землі (рухомою разом з Сонцем) швидкості зірок. Розроблені методи визначення залишкової швидкості Сонця по променевих швидкостях і власних рухах зірок. Хоча ці два методи використовують наглядовий матеріал, що отримується абсолютно різним дорогою (один з астрофізичних, а інший з астрометричних вимірів), вони приводять до добре результатам, що узгоджуються. Залишкова швидкість Сонця (по відношенню до сукупності всіх зірок яскравіше за 6-у зоряну величину) близька до 19,5 км/сек і направлена в точку піднебіння з координатами: пряме сходження 18 ч і відміна біля + 30° (стандартний апекс Сонця). Дослідження швидкостей центроїдів показує, що вони здійснюють кругові рухи паралельно галактична плоскість довкола осі симетрії Галактики. Кутова швидкість кругових рухів центроїдів в різних місцях різна, тобто Галактика обертається не як тверде тіло; при цьому вона не розширюється і не стискується. Лише центральні області Галактики обертаються, мабуть, як тверде тіло, з періодом близько 30 млн. років. На відстані 5 кілопарсек ( кпс ) від центру період обертання Галактики дорівнює 130 млн. років, а в районі Сонця, тобто на відстані близько 10 кпс від центру, — близько 250 млн. років. Лінійна швидкість обертання центроїда Сонця довкола центру Галактики складає приблизно 250 км/сек. Якщо із спостережуваної швидкості зірки геометрично відняти залишкову швидкість Сонця, то вийде швидкість зірки відносно центроїда Сонця — пекулярная швидкість зірки. Якщо з пекулярной швидкості зірки відняти швидкість центроїда зірки по відношенню до центроїда Сонця, то буде отримана залишкова швидкість зірки — її швидкість по відношенню до її власному центроїду. Геометрична сума швидкості центроїда відносно центру інерції зоряної системи і залишкової швидкості зірки дорівнює повній швидкості зірки відносно центру інерції системи. Дослідження розподілу залишкових швидкостей зірок показує, що в кожній точці Галактики, якщо не розглядати дуже великих залишкових швидкостей, виконується умова симетрії: число зірок із залишковими швидкостями, що мають даний напрям, дорівнює числу зірок з протилежно направленими залишковими швидкостями. Середні ж квадратичні залишкових швидкостей у різних напрямах різні. Найбільша середня квадратична — в компонента залишкових швидкостей уздовж напряму на центр Галактики, наступна по величині — в компонента уздовж напряму обертання Галактики, найменша — в компонента, перпендикулярного плоскості симетрії Галактики. Для околиці Сонця середні квадратичні величини компонентів залишкових швидкостей в трьох вказаних напрямах складають відповідно близько 41 км/сек, 28 км/сек і 21 км/сек, якщо спільно розглядаються зірки, що відносяться до разним складовим Галактики.
Для великих залишкових швидкостей, що перевищують для околиць Сонця 70 км/сек, умова симетрії перестає виконуватися. Відсутні великі залишкові швидкості, що мають напрями, що становлять гострі кути з напрямом обертання центроїда довкола центру Галактики. В той же час зустрічаються такі швидкості, направлені убік, протилежну до обертання Галактики. Це явище, називається асиметрією залишкових швидкостей, пояснюється тим, що повна швидкість зірки, рівна геометричній сумі швидкості центроїда і залишкової швидкості зірки, тим більше, чим менше кут між цими швидкостями і чим більше, в разі малого кута, залишкова швидкість. При залишковій швидкості, більшій 70 км/сек, направленої у бік обертання Галактики, повна швидкість зірки перевершила б критична швидкість для околиць Сонця, і зірка покинула б Галактику. Критична швидкість в районі Сонця складає близько 320 км/сек.
Основним наглядовим матеріалом зоряної кінематики є променеві швидкості і власного руху зірок. З 1946 для дослідження кінематики Галактики широко використовуються також контури спектральної радіолінії з довжиною хвилі l = 21 см, випромінюваною нейтральним воднем, який розташований головним чином поблизу плоскості симетрії Галактики. Радіовипромінювання не поглинається пиловою матерією Галактики. Крім того, унаслідок різної кутової швидкості центроїдів в Галактиці, променеві швидкості мас водню, що знаходяться на промені зору, різні і розташовані близько маси водню не поглинають випромінювання, що посилається далекими масами. Завдяки цьому радіовипромінювання на хвилі 21 см від найвіддаленіших областей Галактики досягає земних радіотелескопів і реєструється ними. Статистичні методи вивчення контурів лінії l = 21 см дозволили уточнити закон обертання Галактики, досліджувати розподіл щільності нейтрального водню, намітити розташування спіральних гілок Галактики.
Все різноманіття об'єктів складових населення зоряних систем, розділяється на двох типів населення, причому кожне з них займає певні області зоряних систем. Зоряне населення 1-го типа розташовується поблизу плоскості симетрії спіральних галактик, концентруючись при цьому в спіральних гілках і уникаючи областей ядра. Зоряне населення 2-го типа переважає в областях спіральних галактик, віддалених від їх плоскості симетрії, воно утворює ядра спіральних галактик; з нього складені еліптичні галактики і сочевицеподібні галактики типа SO. До 1-го типа населення відносяться зірки: біло-блакитні гіганти і надгіганти, долгоперіодічеськие цефєїди, нові і найновіші зірки, а також розсіяні зоряні скупчення, водневі хмари, пилові туманності. Зоряне населення 2-го типа складається із зірок: червоних субкарликів, червоних гігантів, короткоперіодичних цефєїд, а також з кульових скупчень.
Ідея розділення населення галактик детальніше розроблена в уявленні про підсистеми зоряних систем. Зоряні підсистеми, в яких входять всі об'єкти того або іншого спектрального класу або типа, відрізняються індивідуальними значеннями характеристик просторового розташування (градієнтами зоряної щільності уздовж радіусу Галактики і перпендикулярного її плоскості симетрії) і особливостями розподілу швидкостей об'єктів. Підсистеми різних об'єктів взаємно проникають один в одного, і зоряна система є, т. о., сукупністю підсистем. Кожна підсистема приблизно є сплюснутим еліпсоїдом обертання, причому сплюснутость в різних підсистем різна. Відповідно до цього їх відносять до трьох складовим Галактики: плоскою, сферичною і проміжною.
Зоряна динаміка. Цей розділ З. а. вивчає закономірності рухів зірок в силовому полі зоряної системи і еволюцію зоряних систем унаслідок рухів зірок. Зоряні системи є самогравітірующимі, тобто Сукупність зірок системи сама створює те гравітаційне силове поле, яке управляє рухом кожної зірки. Гравітаційне поле зоряної системи має складну структуру. Унаслідок того що гравітаційна сила точкової маси убуває пропорційно квадрату відстані, тобто не дуже швидко, в кожній точці більшої частини об'єму зоряної системи сумарна гравітаційна сила всіх об'єктів, складових зоряну систему, значно перевершує гравітаційну силу найближчого до цієї крапки об'єкту. З іншого боку, в безпосередній околиці зірок, щільних зоряних скупчень або ін. компактних об'єктів сила тяжіння такого об'єкту порівнянна з сумарною гравітаційною силою всіх останніх об'єктів або може навіть перевершувати її. Т. о., досліджуючи структуру силового поля зоряної системи, доводиться розглядати його як суму 1) регулярного поля системи, тобто поля, що створюється системою в цілому, відображає властивості безперервності зоряної системи, і 2) іррегулярного поля, що створюється силами, що виникають при зближеннях зірок, яке відображає властивості переривчастої, дискретності будови зоряної системи. Іррегулярні сили носять характер випадкових сил. Чим більше тіл в зоряній системі, тим більшу роль в її динаміці грають регулярні сили і тим менше роль іррегулярних сил.
При формуванні зоряної системи їй, як правило, властивий нестаціонарний стан. Під дією регулярного і іррегулярного силового поля системи в ній змінюється розподіл зірок і розподіл швидкостей зірок. Поступово зоряна система наближається до стаціонарного стану. Т. до. у системі, що містить велике число зірок, регулярне поле діє швидше іррегулярного, спочатку досягається стаціонарність в регулярному полі. У цьому стані регулярне поле вже не змінює розподіл зірок і їх швидкостей. Час, необхідний для переходу в стан, стаціонарний в регулярному полі, обернено пропорційно до Корню квадратному з щільності матерії в системі. Для зоряних систем цей час складає десятки або сотні мільйонів років. В змозі, стаціонарному лише в регулярному полі, іррегулярне поле продовжує змінювати розподіл зірок і їх швидкостей, наближаючи систему до стану, стаціонарного також і в іррегулярному полі. Зоряна система не може досягти повної стаціонарності, т. до. в результаті дії іррегулярних сил деякі зірки набувають швидкості, великої критичною, і покидають систему. Цей процес продовжується безперервно. Стан, при якому всі зміни розподілів зірок і їх швидкостей є наслідком лише безперервного повільного відходу зірок з системи, називається станом квазістаціонарним в іррегулярному полі. Час досягнення квазістаціонарного стану називається часом релаксації. Час релаксації для розсіяних скупчень складає величину порядка десятки або сотні мільйонів років, кульових скупчень — порядка мільярди років, галактик — порядка тисячі або десятки тисяч мільярдів років. Час повного розпаду необертальної зоряної системи під дією її іррегулярного поля приблизно в 40 разів більше, ніж час релаксації. Чим швидше обертається зоряна система, тим повільніше протікає процес розпаду.
Вік спостережуваних розсіяних скупчень, як правило, перевершує їх час релаксації. Більшість спостережуваних розсіяних скупчень досягли квазістаціонарного стану і багато хто з них встиг сильно збідніти в результаті відходу з них зірок. Є підстави вважати, що велика частина зірок Галактики належала у минулому розсіяним скупченням і є результатом їх розпаду. Число розсіяних скупчень, що повністю розпалися, повинне у багато разів перевершувати число розсіяних скупчень, що існують нині в Галактиці. Вік кульових скупчень порівнянний з часом їх релаксації. Мабуть, в кульових скупчень квазістаціонарного стану досягли центральної області, де час релаксації менший, а периферійні області знаходяться в змозі, стаціонарному в регулярному полі. Вік галактик не перевершує десятків млрд. років, час релаксації для них в сотні або тисячі разів більше; тому галактики далекі від досягнення квазістаціонарного стану. Деякі з них, а саме неправильні галактики, навіть знаходяться в нестаціонарному стані або унаслідок того, що це дуже молоді системи, або унаслідок деформацій, викликаних взаємодією при зближенні галактик.
Зоряна система, що досягла стану, стаціонарного в регулярному полі, має плоскість симетрії і перпендикулярну нею вісь симетрії. Зоряна система з рівним нулю головним моментом обертання в змозі, стаціонарному в регулярному полі, може бути сферично симетрична. У квазістаціонарному стані вона обов'язково сферично симетрична. Траєкторії зірок в сферично симетричній системі плоскі. У загальному випадку вони незамкнуті і витки однієї траєкторії заповнюють кільце. У системі з плоскістю і віссю симетрії траєкторії не є плоскими кривими. Витки однієї траєкторії заповнюють тривимірну область — тор.
Основним завданням зоряної динаміки є дослідження закономірностей будови і еволюції зоряних систем на основі вивчення сил, що діють в них. Одним з методів таких досліджень є побудова теоретичних моделей зоряних систем для різних стадій їх еволюції, відповідних конкретним спостережуваним зоряним системам, у тому числі нашій Галактиці, ін. галактикам, скупченням галактик, а також розсіяним і кульовим зоряним скупченням. У теоретичній моделі мають бути повністю погоджені що взаємно впливають один на одного розподіл зірок і їх руху. Будують також емпіричні моделі Галактики і ін. галактик, засновані на спостережуваних даних про розподіл щільності матерії в них. У емпіричних моделях немає повного узгодження розподілу зірок і їх рухів.
Історична довідка. Почало З. а. належало в кінці 18 ст англійським астрономом Ст Гершелем, який виконав декілька статистичних досліджень («оглядів») зоряного піднебіння. Зробивши підрахунки числа зірок, видимих у полі зору телескопа в різних ділянках піднебіння, він виявив явище галактичній концентрації, тобто зростання числа зірок у міру наближення до галактичного екватора. Це вказало на сплюснутость нашої зоряної системи. Гершель побудував першу модель нашої зоряної системи — Галактики, визначив напрям руху Сонця по відношенню до навколишніх зірок. Він відкрив велике число подвійних зірок, виявив в деяких з них орбітальний рух і таким чином довів фізичну природу їх подвійності, а також те, що закон усесвітнього тяжіння І. Ньютона справедливий і за межами Сонячної системи. У 1847 російський астроном Ст Я. Струве, вивчаючи будову Галактики, висловив твердження про існування поглинання світла в міжзоряному просторі і про збільшення зоряної щільності (просторовою) при наближенні до плоскості симетрії Галактики. В середині 19 ст російським астроном М. А. Ковальський і англійським астроном Дж. Ері розробили аналітичні методи визначення швидкості Сонця по власних рухах зірок. В кінці 19 ст Х. Зелігер і К. Шварцшильд в Германії розвинули методи дослідження просторового розподілу зірок по їх підрахункам. На початку 20 ст голландський астроном Я. Каптейн виявив переважний напрям рухів зірок і запропонував гіпотезу про існування двох рухомих назустріч один одному потоків зірок. Потім Шварцшильд висунув припущення про еліпсоїдний закон розподілу швидкостей (залишкових) зірок, що природніше пояснює спостережувані закономірності в рухах зірок. До цього ж часу (до 1922) відносяться виконані Каптейном дослідження будови Галактики на підставі результатів зоряних підрахунків і аналізу власних рухів зірок. Не дивлячись на те, що ще в середині 19 ст Струве прийшов до висновку про існування поглинання світла в Галактиці, на початку 20 ст переважало переконання про повну прозорість міжзоряного простору. Порідшання зірок, що тому здається, у міру видалення від Сонця по всіх напрямах, що викликається головним чином поглинанням світла в міжзоряному просторі, бралося за дійсне зменшення зоряної щільності по всіх напрямах від Сонця. У моделях Каптейна Сонце знаходилося в центрі Галактики.
В 1-ій чверті 20 ст астрономи Гарвардської обсерваторії (США) закінчили огляд спектрів сотень тисяч зірок, а голландський астроном Е. Герцшпрунг і американський астроном Г. Ресселл виявили в цей же час розділення зірок пізніх спектральних класів на гіганти і карлики і побудували діаграму «спектр — світимість», що відображає статистичну залежність між спектром зірки і її світимістю. У 1918 американський астроном Х. Шеплі знайшов, що центр системи кульових скупчень розташований далеко від Сонця. Очевидно, що саме центр величезної системи кульових скупчень (а не рядова зірка — Сонце) повинен збігатися з центром Галактики. Шеплі визначив напрям на центр Галактики і оцінив відстань його від Сонця. У 1917 американські астрономи Дж. Річи і Х. Кертіс виявили в туманностях, що мають вигляд спіралей, що несподівано з'являються, а потім зникаючі слабкі зірки і визначили, що це нові зірки, аналогічні тим, які час від часу спостерігаються в Галактиці. Стало ясно, що спіральні туманності знаходяться на величезних відстанях, поза Галактикою, і мають порівнянні з нею розміри. У 1924—26 американський астроном Е. Хаббл за допомогою 2,5- м-коду телескопа розклав (вирішив) на зірки зовнішні області трьох спіральних туманностей, у тому числі туманності Андромеди і туманності Трикутника, а в 1944 американський астроном У. Бааде за допомогою 5 -м телескопа вирішив на зірки декілька еліптичних туманностей і ядра згаданих спіральних туманностей. Цим остаточно було доведено, що, окрім нашої Галактики, існують ін. зоряні системи; їх назвали галактиками.
В 1927 голландський астроном Я. Оорт розробив метод дослідження обертання Галактики і на підставі даних про власні рухи і променеві швидкості зірок виявив явище обертання, визначив його основні характеристики. Напрям на центр обертання збігся з напрямом на центр системи кульових скупчень. У 1932 радянський астроном К. Ф. Огородников розвинув теорію кінематики зоряних систем, зокрема Галактики, в якій зоряна система розглядається не просто як збори окремих рухомих зірок, а як єдина система, в русі якою бере участь весь об'єм займаного нею простору. У 1915—20 Дж. Джіне і А. Еддінгтон (Великобританія), а пізніше В. А. Амбарцумян (СРСР) і С. Чандрасекар (США) розробили основи зоряної динаміки. Б. Ліндблад (Швеція) вивів основні динамічні співвідношення для Галактики. У 1930 американський астроном Р. Трамплер, досліджуючи велике число розсіяних скупчень, визначив, що їх відстані спотворюються наявністю поглинання світла в міжзоряному просторі, і оцінив поглинання світла для напрямів, близьких до плоскості симетрії Галактики. Хаббл досліджував розподіл галактик по всьому піднебінню. Виявилось, що у міру наближення до галактичного екватора число спостережуваних галактик швидко убуває, і поблизу галактичного екватора (приблизно між широтами —10° і +10°) галактик майже немає. Це показало, що матерія, що поглинає світло, зосереджена в порівняно тонкому шарі в плоскості симетрії Галактики. У 1938—47 Амбарцумян встановив, що матерія, що поглинає світло, в Галактиці має клочкообразную структуру.
40-і рр. 20 ст характеризуються дослідженнями, які визначили особливості розподілу і кінематики зірок різних типів. З'ясувалося, що розподіл і кінематика тісно пов'язані з проблемами походження і еволюції зірок даного типа, зоряних скупчень, міжзоряного газу і пилу. Амбарцумян виявив, що гарячі зірки-гіганти (спектральні класи 0 і В0 — В2) утворюють угрупування, що отримали назву зоряних асоціацій . Зоряні асоціації нестійкі, отже вхідні в їх склад зірки — молоді. Їх вік виявився рівним 10 5 —10 7 років, тобто набагато менше віку Землі, Сонце, більша частина зірок Галактики, сама Галактика і ін. галактик, який оцінюється в мільярди років (до десяти мільярдів років). Т. о., існування зоряних асоціацій свідчить про те, що звездообразованіє в Галактиці продовжується.
Радянські астрономи П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин і їх співробітники вивчили розподіл і кінематику зірок різних типів, у тому числі змінних зірок, і встановили, що Галактика є сукупністю підсистем, кожна з яких має свої особливості. Бааде вказував на існування двох типів зоряного населення. Велике значення для З. а. мало розвиток методів радіоастрономічних спостережень. Радіоспостереження дозволили вивчити структуру ядра Галактики, уточнити положення її плоскості симетрії. Дослідження профілів лінії з довжиною хвилі l = 21 см, випромінюваною нейтральним воднем (перша робота опублікована С. ван де Полотном, С. Мюллером і Я. Оортом в 1954), дало можливість визначити закон обертання Галактики для значного діапазону відстаней і отримати відомості розташуванні спіральних гілок в Галактиці. Початок 2-ої половини 20 ст характеризується посиленим розвитком досліджень в області зоряної динаміки — вивченням ролі регулярних і іррегулярних сил в зоряних системах і здобуттям оцінок віку різних систем, вивченням розподілу швидкостей зірок, побудовою моделей сферичних систем, що обертаються, визначенням особливостей орбіт зірок в зоряних системах, дослідженням різного вигляду нестійкості зоряних систем. Важливе значення придбали методи прямого вирішення зоряно-динамічних завдань за допомогою чисельного рішення на ЕОМ(електронна обчислювальна машина) рівнянь руху n тіл.
В 20 ст дослідження в області З. а. ведуться на більшості астрономічних обсерваторій багатьох країн світу; у СРСР — в Москві, Ленінграді, Абастумані, Бюракане, Тарту і ін.
Літ.: Чандрасекар С., Принципи зоряної динаміки пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1948; Кукаркин Би. Ст, Дослідження будови і розвитку зоряних систем на основі вивчення змінних зірок, М. — Л., 1949; Паренаго П. П., Курс зоряної астрономії, 3 видавництва, М., 1954; Городників До. Ф., Динаміка зоряних систем, М., 1958; Зонн Ст, Рудніцкий До., Зоряна астрономія, пер.(переведення) з польськ.(польський), М., 1959; Курс астрофізики і зоряної астрономії, т. 2, М., 1962, гл.(глав) 2, 18—21; Будова зоряних систем пер.(переведення) з йому.(німецький), М., 1962; Кінематика і динаміка зоряних систем, М., 1968; Курт Р., Введення в зоряну статистику, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1969; Pah1en Е. von, Lehrbuch der Stellarstatistik, Lpz., 1937; Smart W. М., Stellar dynamics, Camb., 1938; Trumpler R., Weaver Н., Statistical astronomy, Berk. — Los Ang., 1953.
