ЗВЁЗДНАЯ СТАТИСТИКА

ЗВЁЗДНАЯ СТАТИСТИКА раздел
звёздной
астрономии, изучающий методами математической статистики пространственное
распределение звёзд, обладающих сходными физич. характеристиками, и различные
статистич. зависимости между характеристиками звёзд. Начало 3. с. было
положено В. Гершелем, к-рый в кон. 18 в. обнаружил рост числа звёзд,
видимых в его телескоп, по мере приближения к плоскости Млечного Пути (т.
н. галактич. концентрация) и объяснил это сплюснутостью нашей Галактики.
Одной из важных задач 3. с. является определение звёздной плотности D(r),
т. е. числа звёзд в единице объёма в данном направлении на расстоянии r.
При решении этой задачи чаще всего используются статистич. методы, т. к.
непосредственно определить расстояние можно либо до ближайших к Солнцу
объектов (r< 100 пс), либо до нек-рых особых типов звёзд, напр.
переменных
звёзд.

Широкое применение в 3. с.
получили дифференциальная функция распределения звёзд по видимым звёздным
величинам А (m) и интегральная функция N (m), указывающая число
звёзд ярче данной звёздной величины т, а также функция распределения
звёзд по их абсолютным звёздным величинам, т. н. функция светимости . Функции
А(т)
и N(m) непосредственно
определяются по подсчётам звёзд данной видимой величины или звёзд ярче
этой величины. Функцию светимости можно определить путёмрешения интегральных
уравнений 3. с. Функция А(т) связана с функцией звёздной плотности
D(r)
и функцией светимости
соотношением (первое интегральное уравнение 3. с.):

где - w выбранный телесный
угол. С помощью среднего параллакса
звёзд видимой величины т выводится соотношение (второе интегральное
уравнение 3. с.):

Эти уравнения используются
как для определения D(r), так и ф(М). Чаще всего уравнения 3. с. решаются
численными методами. Оба приведённых уравнения наз. уравнениями Шварцшильда
(по имени нем. астронома К. Шварцшильда, к-рый вывел их в 1910).

В предположении существования
межзвёздного поглощения света интегральные уравнения сохраняют свой вид,
но в результате их решения получается видимая звёздная плотность D'(r),
с
помощью к-рой, если известна зависимость поглощения света от расстояния,
т. е. функция поглощения света А (r), можно определить истинную звёздную
плотность D(r).

При исследовании распределения
небесных объектов удобен метод, предложенный в 1937 сов. астрономом М.
А. Вашакидзе и независимо от него голл. астрономом Я. Сортом в 1938. Этот
метод позволяет исследовать распределение звёздной плотности в произвольном
направлении, если известно её распределение в направлении, перпендикулярном
галактич. плоскости.

Таким путём установлено,
что звёздная плотность имеет общую тенденцию расти в направлении на центр
Галактики, а Солнце располагается между двумя местными сгущениями,к-рые
можно отождествить со спиральными ветвями Галактики.

Метод Вашакидзе - Оорта был
применён сов. астрономом Б. В. Кукаркиным (1947) для исследования пространственного
распределения переменных звёзд. Было показано, что различные типы переменных
звёзд характеризуются различной степенью концентрации к плоскости Галактики
и к галактич. центру, причём параметры пространственного распределения
звёзд связаны с их кинематич. характеристиками (см. Звёздные подсистемы).

Лит. см. при ст. Звёздная
астрономия. Е. Д. Павловская.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я