В 1-й четверти 20 в. астрономы Гарвардской обсерватории (США) закончили обзор спектров сотен тысяч звёзд, а голландский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Ресселл обнаружили в это же время разделение звёзд поздних спектральных классов на гиганты и карлики и построили диаграмму «спектр — светимость», отражающую статистическую зависимость между спектром звезды и её светимостью. В 1918 американский астроном Х. Шепли нашёл, что центр системы шаровых скоплений расположен далеко от Солнца. Очевидно, что именно центр огромной системы шаровых скоплений (а не рядовая звезда — Солнце) должен совпадать с центром Галактики. Шепли определил направление на центр Галактики и оценил расстояние его от Солнца. В 1917 американские астрономы Дж. Ричи и Х. Кёртис обнаружили в туманностях, имеющих вид спиралей, неожиданно появляющиеся, а затем исчезающие слабые звёзды и определили, что это новые звёзды, аналогичные тем, которые время от времени наблюдаются в Галактике. Стало ясно, что спиральные туманности находятся на громадных расстояниях, вне Галактики, и имеют сравнимые с ней размеры. В 1924—26 американский астроном Э. Хаббл при помощи 2,5-м телескопа разложил (разрешил) на звёзды внешние области трёх спиральных туманностей, в том числе туманности Андромеды и туманности Треугольника, а в 1944 американский астроном У. Бааде при помощи 5-м телескопа разрешил на звёзды несколько эллиптических туманностей и ядра упомянутых спиральных туманностей. Этим окончательно было доказано, что, помимо нашей Галактики, существуют др. звездные системы; их назвали галактиками.
В 1927 голландский астроном Я. Оорт разработал метод исследования вращения Галактики и на основании данных о собственных движениях и лучевых скоростях звёзд обнаружил явление вращения, определил его основные характеристики. Направление на центр вращения совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений. В 1932 советский астроном К. Ф. Огородников развил теорию кинематики звёздных систем, в частности Галактики, в которой звёздная система рассматривается не просто как собрание отдельных движущихся звёзд, а как единая система, в движении которой участвует весь объём занимаемого ею пространства. В 1915—20 Дж. Джине и А. Эддингтон (Великобритания), а позднее В. А. Амбарцумян (СССР) и С. Чандрасекар (США) разработали основы звёздной динамики. Б. Линдблад (Швеция) вывел основные динамические соотношения для Галактики. В 1930 американский астроном Р. Трамплер, исследуя большое число рассеянных скоплений, определил, что их расстояния искажаются наличием поглощения света в межзвёздном пространстве, и оценил поглощение света для направлений, близких к плоскости симметрии Галактики. Хаббл исследовал распределение галактик по всему небу. Оказалось, что по мере приближения к галактическому экватору число наблюдаемых галактик быстро убывает, и вблизи галактического экватора (примерно между широтами —10° и +10°) галактик почти нет. Это показало, что поглощающая свет материя сосредоточена в сравнительно тонком слое у плоскости симметрии Галактики. В 1938—47 Амбарцумян установил, что поглощающая свет материя в Галактике имеет клочкообразную структуру.
40-е гг. 20 в. характеризуются исследованиями, которые определили особенности распределения и кинематики звёзд различных типов. Выяснилось, что распределение и кинематика тесно связаны с проблемами происхождения и эволюции звёзд данного типа, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли. Амбарцумян обнаружил, что горячие звёзды-гиганты (спектральные классы 0 и В0 — В2) образуют группировки, получившие название звёздных ассоциаций. Звёздные ассоциации неустойчивы, следовательно входящие в их состав звёзды — молоды. Их возраст оказался равным 105—107 лет, т. е. намного меньше возраста Земли, Солнца, большей части звёзд Галактики, самой Галактики и др. галактик, который оценивается в миллиарды лет (до десяти миллиардов лет). Т. о., существование звёздных ассоциаций свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается.
Советские астрономы П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и их сотрудники изучили распределение и кинематику звёзд различных типов, в том числе переменных звёзд, и установили, что Галактика представляет собой совокупность подсистем, каждая из которых имеет свои особенности. Бааде указывал на существование двух типов звёздного населения. Большое значение для З. а. имело развитие методов радиоастрономических наблюдений. Радионаблюдения позволили изучить структуру ядра Галактики, уточнить положение её плоскости симметрии. Исследование профилей линии с длиной волны l = 21 см, излучаемой нейтральным водородом (первая работа опубликована С. ван де Холстом, С. Мюллером и Я. Оортом в 1954), дало возможность определить закон вращения Галактики для значительного диапазона расстояний и получить сведения о расположении спиральных ветвей в Галактике. Начало 2-й половины 20 в. характеризуется усиленным развитием исследований в области звёздной динамики — изучением роли регулярных и иррегулярных сил в звёздных системах и получением оценок возраста различных систем, изучением распределения скоростей звёзд, построением моделей сферических и вращающихся систем, определением особенностей орбит звёзд в звёздных системах, исследованием различного вида неустойчивости звёздных систем. Важное значение приобрели методы прямого решения звёздно-динамических задач при помощи численного решения на ЭВМ уравнений движения n тел.
В 20 в. исследования в области З. а. ведутся на большинстве астрономических обсерваторий многих стран мира; в СССР — в Москве, Ленинграде, Абастумани, Бюракане, Тарту и др.
Лит.: Чандрасекар С., Принципы звездной динамики, пер. с англ., М., 1948; Кукаркин Б. В., Исследование строения и развития звездных систем на основе изучения переменных звезд, М. — Л., 1949; Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, М., 1958; Зонн В., Рудницкий К., Звездная астрономия, пер. с польск., М., 1959; Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 2, М., 1962, гл. 2, 18—21; Строение звездных систем, пер. с нем., М., 1962; Кинематика и динамика звёздных систем, М., 1968; Курт Р., Введение в звездную статистику, пер. с англ., 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.
Т. А. Агекян.
Звёздная величина
Звёздная величина' (видимая), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой, Солнцем и т.п.) на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Обычно предполагается, что в значения З. в. внесены поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и З. в. являются, т. о., внеатмосферными. Впервые понятие З. в. было введено во 2 в. до н. э. Гиппархом, который все звёзды, видимые невооружённым глазом, разделил на 6 величин. К 1-й З. в. были отнесены самые яркие звёзды, а к 6-й — самые слабые (из доступных невооружённому глазу). З. в. m связаны с соответствующими им освещённостями Е зависимостью
m = k lg E + Co.
Значение коэффициента k, по предложению английского астронома Н. Р. Погсона (середина 19 в.), принято равным — 2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная С — её нульпункт. Изменению З. в. на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его З. в.; З. в. могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С определяется по результатам измерений некоторой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. На практике произвести измерения блеска со строгим соблюдением общепринятого нульпункта и шага шкалы довольно трудно. В связи с этим параметры k и С в различных фотометрических каталогах небесных светил могут несколько отличаться друг от друга, что выявляется при их сравнении.