Московская Школа звёздной астрономии проводит комплексное изучение строения, кинематики, динамики и эволюции звёздных населений Млечного Пути – нашей Галактики, базирующееся на исследовании переменных звёзд разных типов, являющихся индикаторами ключевых стадий звёздной эволюции и расстояний. Характерные черты звёздной астрономии – изучение больших коллективов объектов с широким использованием методов статистики и связей между наблюдаемыми характеристиками.

Многие результаты исследований нашей Галактики важны для более глубокого понимания процессов в ранней Вселенной и происхождения и эволюции мира галактик, что составляет сейчас крупнейшую проблему современной астрономии, тесно связанную с современной космологической парадигмой теоретической физики и астрономии. Её основные элементы – доминирование тёмной материи, вклад которой в полную плотность массы-энергии составляет около 26%, и так наз. “тёмной энергии”. И только около 4% приходится на барионную материю, которую способны наблюдать современные астрономические инструменты во всех диапазонах электромагнитного спектра. Тёмная материя, носитель которой пока не известен, по-видимому, проявляет себя только через гравитационное взаимодействие. Она обеспечивает высокие скорости движения звёзд и карликовых спутников на периферии галактик, а также способна вызывать явления гравитационного линзирования и микролинзирования. На рубеже XX-XXI веков благодаря массовым наблюдениям далёких Сверхновых типа Ia было заподозрено ускоренное расширение Вселенной, заставившее полностью пересмотреть прежние представление о её составе. Теперь считается, что около 70% в полную плотность массы-энергии вносит неизвестная физическая материя, обладающая отрицательным давлением и ускоряющая расширение Вселенной, названная “тёмной энергией”. Новые данные о динамике Вселенной были получены на основе построенной в рамках звёздной астрономии и широко используемой в космологии иерархической универсальной шкалы расстояний, повлекли за собой глубокий пересмотр фундаментальных представлений о физической картине окружающего нас мира и требуют дальнейшего развития физической теории микро- и макромира.

Изучение ядра нашей Галактики в инфракрасном диапазоне с использованием характерных методов звёздной астрономии дало в последние три десятилетия веские доказательства реального существования сверхмассивных черных дыр (СМЧД). В центре Галактики по лучевым скоростям и собственным движениям обнаружены кеплеровские движения нескольких звезд со скоростями, достигающими тысяч километров в секунду, причем параметры их орбит – в первую очередь, расстояния перицентра – указывают на движение вокруг очень компактного объекта размером около 110 а.е. и массой более 4.3 млн. масс Солнца. Такой плотностью может обладать только чёрная дыра. Начавшееся после этого открытия бурное изучение движений звёзд и газа в центральных областях других галактик привело к выводу о том, что СМЧД, массы которых могут достигать 10 млрд солнечных – типичные объекты в ядрах галактик, а их масса коррелирует с массой балджей и дисперсией скоростей. этоЭто открытие сразу же подняло целый ряд новых проблем, связанных с происхождением СМЧД, слияниями чёрных дыр и гравитационными волнами, поиском чёрных дыр промежуточных масс и первичных чёрных дыр. В свою очередь, результаты этих исследований рано или поздно станут частью обновлённой космологической парадигмы…

Методы звёздной астрономии, такие как поиск вариаций лучевой скорости звёзд и их блеска методами прецизионной спектроскопии и фотометрии, привели, как хорошо известно, к обнаружению многочисленных планет вокруг других звёзд, что открыло совершенно новые и перспективные направления развития не только астрономических исследований, но и масштабных исследований происхождения и эволюции планет и жизни во Вселенной, затрагивающих всю современную науку. Все это означает, что астрономия явилась на рубеже XX-XXI веков инициатором новой научной революции, масштабы которой не уступают революции в физике, происходившей в начале ХХ века. И в этой революции звездной астрономии – науке о звёздных населениях нашей Галактики – принадлежит вполне заслуженное почетное место.

В МГУ началом развития звёздной астрономии как неотъемлемой части астрономии можно считать 1934 год, когда проф. П. П. Паренаго (1906–1960) начал читать в МГУ курс лекций “Звёздная астрономия”, а в 1940 г. основал кафедру звездной астрономии. Иногда эту ветвь астрономии (как и соответствующий учебный курс) называют “Галактической астрономией”, имея в виду, что главной её задачей является изучение звёздных коллективов – групп звёзд с разными физическими и пространственно-кинематическими характеристиками, образующими все вместе нашу Галактику – звёздную систему Млечного Пути. Системный подход с самого начала был характерной особенностью нашей школы – все характеристики звёзд изучались совместно, что позволило выделить разные звёздные населения Галактики, отличающиеся происхождением, возрастом, кинематикой и особенностями химического состава. Тем самым закладывались основы для понимания происхождения и эволюции всей Галактики.

Второй характерной чертой Московской Школы звёздной астрономии было особое внимание, уделяемое переменным звёздам разных классов. Эти звёзды легко обнаруживать среди звёзд постоянного блеска и исследовать с использованием даже довольно скромных наблюдательных средств. Хорошо известно, что некоторые классы переменных звёзд являются индикаторами вполне определённых ключевых стадий звёздной эволюции. Например, классические цефеиды – это массивные сверхгиганты, в своём большинстве находящиеся на эволюционной стадии термоядерного “горения” гелия, как и маломассивные низкометалличные звёзды типа RR Лиры, населяющие галактические гало и шаровые скопления – оба эти класса переменных звёзд лежат в основании универсальной шкалы расстояний. Для многих переменных звёзд можно по характеру изменения блеска установить причину переменности, их физическую природу, стадию эволюции, определить расстояние и возраст, что делает их одними из самых полезных объектов для изучения строения и эволюции звездных систем. Это направление в работе Школы открыл и возглавил проф. Б. В. Кукаркин (1909–1977). Наконец, широко использовались данные о пространственных скоростях звезд, для чего собирались все доступные результаты измерений лучевых скоростей и собственных движений звёзд и проводились собственные измерения. Большая работа в этом направлении была проделана проф. П. П. Паренаго (1906–1960) и его ученицами к.ф.-м.н. Е. Д. Павловской (1926-1992) и к.ф.-м.н. Д. К. Каримовой, изучавшими вращение Галактики, распределение и кинематику звёзд разных типов. В частности, составленный каталог позволил Е. Д. Павловской методом статистических параллаксов уточнить светимость переменных типа RR Лиры как “стандартных свечей”. Проф. П. П. Паренаго принадлежит также фундаментальное открытие кинематической неоднородности Главной Последовательности звёзд, в настоящее время трактуемое как вековой “разогрев” звёздного населения диска Галактике; в англоязычной литературе с тех пор закрепился термин “Parenago’s discontinuity”.

Уже в 1940-е годы Московская Школа звездной астрономии получила международное признание благодаря совместной плодотворной работе проф. П. П. Паренаго и проф. Б. В. Кукаркина по изучению-пространственно-кинематических характеристик переменных звезд. Работы в этом направлении привели к фундаментальному открытию двух типов звёздного населения Галактики, отражающих историю звездообразования в нашей звёздной системе (в дальнейшем подтверждённому В. Бааде, изучавшему в это же время звёздное население галактики Андромеды М 31). Авторитет Московской Школы звёздной астрономии и исследователей переменных звёзд был настолько высок, что в 1946 г. Международный Астрономический Союз предложил советским астрономам продолжить в Москве дальнейшую работу по систематизации сведений о переменных звездах и разработке их классификации, которая ведется учениками проф. П. П. Паренаго и проф. Б. В. Кукаркина по сей день. Эта важнейшая работа на протяжении вот уже почти 80 лет проводится совместно сотрудниками ГАИШ МГУ и ИНАСАН. Каталоги продолжали составляться и после кончины проф. П. П. Паренаго и проф. Б. В. Кукаркина, сначала под руководством д.ф.-м.н. П. Н. Холопова (1922–1988), а ныне проф. Н. Н. Самуся. Изданный в печатном виде Общий Каталог Переменных Звёзд (ОКПЗ) (4 издания) и современный электронный вариант ОКПЗ являются бесценным источником сведений о переменных звёздах для всех астрономов и одним из самых цитируемых изданий. Разработанные Московскими астрономами принципы классификации на многие десятилетия вперёд определили подход к изучению типов переменности, несмотря на громадный рост числа переменных звёзд, открытых в рамках крупных наземных проектов и космических миссий, таких как Kepler, TESS, Gaia. Отметим, что систематическое изучение переменных звёзд северного неба велось с активным использованием собственных фотографических и фотоэлектрических наблюдений, выполнявшихся на телескопах Южной Станции ГАИШ (Крым, пос. Научный). В частности, около 25000 фотопластинок, снятых на широкоугольном 40-см астрографе, представляют “золотой фонд” фототеки ГАИШ, насчитывающей более 100000 астронегативов. В наблюдениях в Крыму принимали участие как сотрудники отдела, так и аспиранты и студенты. С начала 2000-х г. проводится систематическое сканирование значительной части астронегативов и с использованием компьютерных методов на них были найдены и исследованы сотни новых переменных звёзд.

Работы проф. П. П. Паренаго, проф. Б. В. Кукаркина и их учеников по изучению строения, кинематики и динамики нашей Галактики на основе исследования переменных звёзд стали высшими достижениями Школы на послевоенном этапе ее развития. Они получили широкое международное признание и сделали Московскую Школу звёздной астрономии одним из ведущих научных коллективов в нашей стране. Фундаментальные научные достижения П. П. Паренаго были оценены его избранием в 1953 г. в качестве член.-корр. АН СССР. Проф. П. П. Паренаго принадлежит первый отечественный «Курс звездной астрономии» (1938 г., последнее издание 1954 г.). Более современное учебное пособие по этому курсу было позднее создано доц. П. Г. Куликовским (1985 г.), одним из пионеров отечественной фотоэлектрической фотометрии звёзд, известным историком астрономии и выдающимся педагогом, автором не имеющего аналогов настольного издания – “Справочника любителя астрономии” (1949 г.), обновлённые издания которого позднее издавались под редакцией доц. В. Г. Сурдина. Проф. Б. В. Кукаркин является автором монографии «Изучение звездных систем на основе исследований переменных звезд» (1949), ставшей основой его докторской диссертации. Позднее он совместно с проф. Ю. Н. Ефремовым (1937-2019) руководил изданием пятитомной серии монографий «Нестационарные звезды и методы их исследования» (1970–1974 г.), получившей широкую известность и частично переведенной на английский язык. В 1974 г. проф. Б. В. Кукаркин опубликовал монографию «Шаровые звездные скопления», в которой он подвел итоги многолетних исследований этих объектов.

После кончины проф. Б. В. Кукаркина д.ф.-м.н. П. Н. Холопов не только продолжил руководство работой над ОКПЗ, но и совместно с Н. П. Артюхиной внёс большой вклад в систематическое изучение строения и звёздного состава рассеянных звёздных скоплений. В частности, им была детально разработана методика звёздных подсчётов для анализа структуры скоплений и обнаружены обширные “короны” с низкой звёздной плотностью. Он также вывел эмпирическую калибровку светимости звёзд Главной Последовательности по близким рассеянным скоплениям разного возраста (1980), до эпохи миссии HIPPARCOS служившую основой шкалы расстояний рассеянных скоплений и цефеид. По итогам своих исследований д.ф.-м.н. П. Н. Холопов опубликовал фундаментальную монографию «Звездные скопления» (1981). Принадлежность к коронам рассеянных скоплений, возраст которых определяется изохронным методом, ряда классических цефеид позволила проф. Ю. Н. Ефремову получить первые наблюдательные свидетельства существования у них зависимости “период – возраст” (1964), использованной им для систематического исследования структуры областей звездообразования и спиральных рукавов в Млечном Пути и в других галактиках. Проф. Ю. Н. Ефремов ввёл в современную астрономию представление о звёздных комплексах как крупнейших ячейках звездообразования размером около 1 кпк, цепочкой расположенных вдоль спиральных рукавов и включающих звёздные ассоциации, молодые рассеянные скопления, ионизованный, атомарный и молекулярный газ и пыль; эти фундаментальные идеи опубликованы в его широко известной монографии “Очаги звездообразования в галактиках: звездные комплексы и спиральные рукава” (1989). Понятие звездных комплексов получило мировое признание и ныне широко используется в качестве наблюдательной интерпретации идей о фрактальности турбулентных газовых облаков, из которых образуются звёзды и их группировки.

Д.ф.-м.н. А. С. Шаров (1929-2000), ученик проф. П. П. Паренаго, в течение многих десятилетий на телескопе АЗТ-5 Крымской Станции ГАИШ проводил фотографический мониторинг Новых звёзд в галактике Андромеды (М 31) и изучение её шаровых скоплений. Он составил обширный каталог интегральных многоцветных фотометрических наблюдений шаровых скоплений Галактики, выполненных с помощью концентрических диафрагм. В 1982 г. он опубликовал первую в мире фундаментальную монографию “Туманность Андромеды”, а в 1988 г. монографию “Спиральная галактика М 33”. Д.ф.-м.н. А. С. Шаров стал первым руководителем Ведущей Научной Школы по звёздной астрономии, созданной на основе отдела изучения Галактики и переменных звёзд и отдела физики эмиссионных звёзд и туманностей ГАИШ МГУ, получившей дополнительное целевое финансирование. После его кончины в 2000 г. Школой продолжили руководить проф. Ю. Н. Ефремов, проф. А. С. Расторгуев и проф. Н. Н. Самусь.

С самого зарождения Московскую Школу звёздной астрономии характеризует наличие в отделе нескольких тесно связанных научными узами поколений исследователей, обеспечившее их преемственность. Д.ф.-м.н. А. С. Шаров был учеником проф. П. П. Паренаго; проф. Ю. Н. Ефремов, проф. А. С. Расторгуев, проф. Н. Н. Самусь и к.ф.-м.н. В. П. Горанский были учениками проф. Б. В. Кукаркина и д.ф.-м.н. П. Н. Холопова; д.ф.-м.н. Л. Н. Бердников, д.ф.-м.н. А. М. Мельник, – ученики проф. Ю. Н. Ефремова; д.ф.-м.н. А. К. Дамбис, к.ф.-м.н. М. В. Заболотских, к.ф.-м.н. Н. Д. Уткин – ученики проф. А. С. Расторгуева; к.ф.-м.н. С. В. Антипин, к.ф.-м.н. А. М. Зубарева  – ученики проф. Н. Н. Самуся; д.ф.-м.н. Е. В. Глушкова – ученица к.ф.-м.н. Е. Д. Павловской. Устойчивые связи между членами Школы, формально принадлежащими к разным организациям и даже разным ведомствам, не ослабевает на протяжении многих десятилетий.

В составе Школы действуют Семинар и Координационный Совет ГАИШ по звездной астрономии, участниками которого являются сотрудники ряда близких по тематике исследований отделов ГАИТШ. Семинар работает с 1963 г., им руководили создатели и представители Школы (проф. Б. В. Кукаркин, доц. П. Г. Куликовский, д.ф.-м.н. А. С. Шаров, проф. А. С. Расторгуев, проф. Н. Н. Самусь). На заседаниях представляются новые результаты исследований и апробируются результаты диссертационных работ.

Лауреаты премии АН СССР имени Ф.А. Бредихина: Проф. П.П. Паренаго (1949). Проф. Б.В. Кукаркин (1950) за работу «Строение и развитие звёздных систем на основе изучения переменных звезд». Лауреаты премии РАН имени Ф.А. Бредихина: Проф. А.С. Расторгуев, проф. Н.Н. Самусь, д.ф.-м.н. Л.Н. Бердников (2007) за работу «Комплексные исследования классических цефеид».

В новое время, с самого начала XX века коллектив отдела успешно продолжает и развивает традиции Московской Школы звёздной астрономии в новых условиях, когда количество и качество фотометрических, спектральных и астрометрических наблюдений неизмеримо возросло благодаря массовым “всенебесным” обзорам, таким как ASAS, ASAS SN, 2MASS, IPHAS/VPHAS+, SDSS, RAVE, LAMOST и результатам космических миссий Kepler, TESS, Gaia. Соответственно значительно расширился и круг развиваемых научных направлений и решаемых задач и, благодаря росту вычислительных возможностей, появились эффективные алгоритмы их решения.

Под общим руководством проф. Н. Н. Самуся совместными усилиями сотрудников ГАИШ и ИНАСАН продолжается работа по составлению Списков обозначений новых исследованных переменных звёзд и поддерживается актуальная электронная версия ОКПЗ и базы данных, к которой в течение года регистрируются десятки тысяч запросов со всего мира. Ведётся также фотометрическое и спектральное изучение отдельных классов переменных звёзд на телескопах ГАИШ и других обсерваторий. Так, к.ф.-м.н. А. М. Зубарева, к.ф.-м.н. С. В. Антипин занимаются наблюдательным изучением катаклизмических переменных звёзд, переменность которых связана с процессами аккреции вещества на компактные объекты. Д.ф.-м.н. И. М. Волков на разных инструментах получил более миллиона высокоточных измерений блеска двойных звёзд, показывающих движение линии апсид, связанное со взаимодействием компонентов. Полученные данные открывают возможность изучения внутреннего строения звёзд и релятивистских эффектов в двойных системах. К.ф.-м.н. А. В. Хруслов изучает переменные звёзды с эффектами мультипериодичности, связанными как с обертонными пульсациями, так и с затмениями. К.ф.-м.н. А. К. Магницкий ведёт фотометрический мониторинг запятнённых звёзд в ближайших звёздных скоплениях с целью поиска периодов их активности.

Одна из новых тематик отдела – систематическое изучение Сверхновых звёзд разных типов. Под руководством к.ф.-м.н. М. В. Пружинской в рамках международного коллектива ведутся работы по поиску и классификации Сверхновых звёзд и других оптических транзиентов в крупных обзорах неба. В частности, с использованием алгоритмов машинного обучения ведется поиск аномалий в наблюдательных данных проекта ZTF (Zwicky Transient Facility). Особое внимание уделяется расширению выборки Сверхновых типа Ia как космологических “стандартных свечей”, используемых для проверки космологических моделей, в том числе “чистых” Сверхновых, вспыхивающих в не очень плотном звёздном окружении, параметры которых определяются наиболее надёжно.

С 1982 г. д.ф.-м.н. Л. Н. Бердников на нескольких мировых обсерваториях проводил систематический многоцветный фотометрический мониторинг цефеид южного и северного неба, дополненный оценками блеска цефеид на исторических астронегативах обсерваторий. Составленная им база данных включает более миллиона измерений блеска и предназначена, в первую очередь, для анализа эволюционных изменений периода пульсаций. Он убедительно доказал, что на интервале времени более 100 лет практически все цефеиды показывают систематическое уменьшение или увеличение периода, связанное с направлением пересечения полосы нестабильности. Эти уникальные определения скорости и направления изменения периода позволяют отождествить стадию эволюции звёзд и, в конечном счёте, уточнить зависимость “период – светимость” цефеид, в т.ч. выведенную совместно с д.ф.-м.н. А. К. Дамбисом.

С 1987 г. в работе отдела активнейшим образом стал использоваться корреляционный спектрограф – Измеритель Лучевых Скоростей (ИЛС), сконструированный д.ф.-м.н. А. А. Токовининым. Прецизионные измерения лучевых скоростей проводились на обсерваториях Крыма, в Шемахинской обсерватории, в Болгарии и на Майданакской обсерватории ГАИШ вплоть до 2023 г. Основу обширной программы составляют более 14000 измерений лучевой скорости примерно 160 цефеид северного неба. По числу измерений в однородной системе, по количеству объектов и по точности этот ряд измерений не имеет равных в мире. Средние скорости цефеид использованы проф. А. С. Расторгуевым, к.ф.-м.н. М. В. Заболотских и А. К. Дамбисом для изучения кривой вращения Галактики и определения параметров кинематического спирального узора. Проф. А. С. Расторгуев, проф. Н. Н. Самусь, к.ф.-м.н. Н. А. Горыня, к.ф.-м.н. М. В. Заболотских использовали лучевые скорости для открытия спектрально-двойных цефеид, определения параметров их орбит и оценки масс невидимых компонентов, а также для уточнения эволюционной стадии цефеид и их спутников. Проф. А. С. Расторгуев, д.ф.-м.н. А. К. Дамбис, к.ф.-м.н. М. В. Заболотских, к.ф.-м.н. Н. А. Горыня разработали ряд новых вариантов метода пульсирующих фотосфер, позволяющих независимо оценивать избытки цвета цефеид, их радиусы, светимости и расстояния на основе лучевых скоростей и многоцветной фотометрии. Один из наиболее перспективных вариантов этого популярного и эффективного метода использует моделирование кривой изменения эффективной температуры с использованием выведенных коллективом цветовых калибровок эффективной температуры цефеид.

В рамках уточнения универсальной шкалы расстояний в отделе ведутся работы по анализу систематических и случайных ошибок. Для этой цели проф. А. С. Расторгуев, д.ф.-м.н. А .К. Дамбис, к.ф.-м.н. М. В. Заболотских разработали наиболее общий вариант метода статистических параллаксов для поля пространственных скоростей, включающего дифференциальное вращение и нерадиальные возмущения, вызванные линейными волнами плотности (спиральным узором), и по выборкам цефеид, молодых рассеянных скоплений и мазеров в областях звездообразования определили полный набор кинематических параметров диска Галактики, а также оценили систематические ошибки шкалы расстояний цефеид и скоплений в каталогах Gaia DR2. Проф. А. С. Расторгуев, д.ф.-м.н. А .К. Дамбис, д.ф.-м.н. Л. Н. Бердников, к.ф.-м.н. М. В. Заболотских по инфракрасным данным проектов 2MASS и миссии WISE уточнили параметры зависимости “период – светимость – металличность” для переменных звёзд типа RR Лиры в галактическом гало и шаровых скоплениях, а также в оптическом диапазоне. Одновременно методом статистических параллаксов определены кинематические параметры лирид гало и толстого диска, в том числе скорость вращения выборки, степень анизотропии скоростей, эффективная круговая скорость, и уточнена шкала их расстояний.

Д.ф.-м.н. Е. В. Глушкова, д.ф.-м.н. А. К. Дамбис совместно со студентами и аспирантами продолжают систематическое изучение звёздного состава рассеянных и шаровых звёздных скоплений на основе современных фотометрических и астрометрических данных, полученных миссией Gaia. Независимым образом по позиционным данным, приведённых в массовых каталогах на интервале времени порядка 60 лет, выведены абсолютные собственные движения шаровых скоплений и рассчитаны их галактические орбиты в гравитационном поле, включающем массивный вращающийся галактический бар. С использованием современного многомерного метода кластерного анализа HDBSCAN на основе астрометрических и фотометрических данных миссии Gaia DR3 проведён пересмотр разбиения большой выборки ОВ-звёзд и молодых рассеянных скоплений на молодые группировки, общее число которых превышает 300. Д.ф.-м.н. А. К. Дамбис, д.ф.-м.н. А. М. Мельник провели масштабное исследование внутренних движений в ОВ-ассоциациях, уверенно доказав их общее расширение, оценили на основании скоростей расширения кинематический возраст, а также вириальные массы и эффективность звездообразования в молекулярных облаках. Ведётся изучение пространственного распределения и кинематики YSO – молодых звёздных объектов. К.ф.-м.н. В. В. Кравцов проводит глубокое изучение свойств множественных звёздных населений в массивных шаровых скоплениях. Современные наблюдения уверенно свидетельствуют в пользу различий свойств населений, в т.ч. возраста звёзд и особенностей их химического состава. Развивается сценарий слияния звёзд в ядрах скоплений из-за взаимодействия двойных и одиночных звёзд, позволяющий объяснить наблюдаемые свойства населений. Проф. А. С. Расторгуев и проф. Н. Н. Самусь по лучевым скоростям звёзд определили динамические массы ряда шаровых скоплений и обнаружили вращение.

Активно продолжаются исследования в области динамики звёздных систем, основы которых заложены проф. П. П. Паренаго. Д.ф.-м.н. А. М. Мельник со студентами и аспирантами разрабатывает альтернативный взгляд на структуры в диске Галактики и строит модели резонансных колец, динамически связанных с массивным баром. Подобные структуры наблюдаются во многих дисковых галактиках. Численное моделирование в рамках задачи N гравитирующих тел показывает, что массивный твердотельно вращающийся бар может сформироваться в изначально осесимметричном диске за время порядка 1-2 млрд лет. Сравнение особенностей распределения пространственных скоростей звёзд по астрометрическим данным миссии Gaia DR3 с построенными моделями позволило независимым образом наложить ограничения на скорость вращения бара. Проф. А. С. Расторгуев, к.ф.-м.н. О. В. Чумак, к.ф.-м.н. Н. Д. Уткин и М. Л. Осташова исследовали фрактальную структуру звёздного поля в окрестности Солнца, оценили фрактальную размерность пространственного распределения звёзд и эффективное среднечастичное расстояние. Показано, что фрактальность звёздной среды значительно уменьшает эффективное время релаксации в звёздной системе. С использованием Хольцмарковского распределения для случайной гравитационной силы доказано отсутствие классической логарифмической расходимости, обычно возникающей при учёте иррегулярных сил в рамках кумулятивного действия далёких звёздных сближений. Строго показано, что эффективным верхним пределом при интегрировании эффектов сближений по прицельным параметрам следует считать 2-3 средних межзвёздных расстояния, в то время как сближения с большими прицельными параметрами компенсируют друг друга и не оказывают влияния на пробную звезду. Отсюда следует, что все формулы звёздной динамики можно использовать не только в классической модели однородной среды, но и в гораздо более общих условиях локально-неоднородных систем, в которых масштаб неоднородности заметно превышает несколько средних межзвёздных расстояний. Доц. В. Г. Сурдин изучил процессы распада шаровых звёздных скоплений в зависимости от их массы и показал, что вследствие динамического трения наиболее массивные скопления за космологическое время могут переместиться в центральную область Галактики, где велика вероятность их распада за счёт приливных сил. Проф. А. Д. Чернин совместно с сотрудниками отдела небесной механики выполнил моделирование динамики групп галактик с учётом отталкивающих сил, связанных с “тёмной энергией”. Было показано, что на расстояниях больше или порядка 1 Мпк “Хаббловские потоки” (поведение пекулярных скоростей галактик) вполне могут быть объяснены “антитяготением” с параметрами “тёмной энергии”, выведенными на основании наблюдений далёких Сверхновых типа Ia и анизотропии реликтового излучения.