Зоряна кінематика, розділ зоряній астрономії, що вивчає статистичними методами закономірності руху різних об'єктів в Галактиці. З. до. вивчає рухи зірок, звільнені від ефектів, пов'язаних з обертанням Землі, її зверненням довкола Сонця, нутацією, прецессией і т.п. Основними кінематичними характеристиками галактичних об'єктів є їх власні рухи m’’ а , m’’ d (див. Власний рух зірки ) і променеві швидкості v r , які пов'язані з просторовою швидкістю зірки v відносно Сонця співвідношенням:
v 2 =(4,74m’’ а r) 2 + (4,74m’’ d r) 2 + v r 2 ,
де r — відстань від зірки до Сонця (тут V r і v виражені в км/сек, r — в nc ) . Рух будь-якої групи зірок в просторі можна характеризувати її середнім рухом (рухом центроїда групи) відносно Сонця і параметрами розподілу залишкових швидкостей, т. е. різниць швидкостей зірок центроїда.
До початку 20 ст передбачалося, що розподіл залишкових швидкостей зірок хаотичний. Проте вже перші статистичні дослідження виявили нерівномірність різних напрямів руху зірок в Галактиці. Математичну теорію розподілу пекулярних швидкостей розробив йому.(німецький) астроном До. Шварцшильд, що передбачив, що функція розподілу пекулярних швидкостей має вигляд:
Величини h, до, l характеризують дисперсії компонентів швидкостей у напрямі гл.(глав) осей u, v, w, N — число досліджуваних зірок. Поверхнями рівної щільності кінців векторів швидкостей є в загальному випадку тривісні еліпсоїди, напрями великі піввісь яких близькі до напряму на центр Галактики.
Стосунки піввісь, пропорційні дисперсіям залишкових швидкостей, приблизно постійні для різних груп зірок і складають 1: 0,6: 0,5. Проте їх абсолютні значення залежать від того, до якої складової Галактики належать досліджувані об'єкти. Так, для зірок спектральних класів Про і В — типових представників плоскої складової середня квадратична швидкість рівна приблизно 10 км/сек, а для об'єктів сферичної складової — порядка 100 км/сек. Ці відмінності є слідством неоднакових умов формування і віку зірок різних складових.
Швидкість Сонця v 0 може бути визначена шляхом аналізу рухів різних груп зірок. По відношенню до видимих неозброєним оком зірок Сонце рухається із швидкістю v 0 = 19,5 км/сек в напрямі: пряме сходження 18 ч, відміна біля + 30° (т.з. стандартний апекс). Відносно деяких ін. груп зірок v 0 досягає »140 км/сек. Різниця швидкостей Сонця відносно двох центроїдів характеризує взаємний рух центроїдів, підпорядкований певним закономірностям. Проекції кінців векторів швидкості Сонця для різних груп зірок на галактичну плоскість розташовуються приблизно на одній прямій, проходящей у напрямі галактичних довгот 90°—270°. Пояснення цієї закономірності дав шведський астроном Би. Ліндблад передбачивши, що Галактика складається з взаємнопроникаючих підсистем, що обертаються з різними швидкостями довкола однієї і тієї ж осі, що проходить через центр Галактики перпендикулярно до її плоскості. Зірки, відносно яких Сонце має швидкість 19,5 км/сек, обертаються найшвидше. Дослідження обертання Галактики показує, що на відстані Сонця воно відбувається за законами, проміжними між законами обертання твердого тіла і законами Кеплера (ближче до останнім). Вплив диференціального ефекту обертання Галактики на компоненти власних рухів D ( l і D mb в галактичних координатах l і b і променеві швидкості D v r для зірок в межах близько 1 knc від Сонця виражаються формулами, запропонованими голландським астрономом Я. Оортом (1927):
D v r = Ar sin 21 cos 2 b ; D ( l = A cos 2 l + У ;
D mb = —ar sin 21 sin b cos b.
Обертання Галактики на відстані Сонця може бути описано наступними значеннями параметрів (постійних Оорта): А = 15 ( км/сек ) /кnc ; У = — 10 ( км/сек ) /кnc.
