նաքարերին) կազմում են Ա. հ–ի ընդհանուր զանգվածի միայն մի քանի տոկոսը։ Մեկուսացած Ա. հ. անընդհատ փոփոխվում են և ձգտում ամենահավանական՝ հավասարակշիռ վիճակի։ Գալակտիկաների կազմի մեջ մտնող համեմատաբար փոքր չափերի և երկու կամ ավելի անդամներից բաղկացած Ա. հ. են կրկնակի և բազմապատիկ աստղերը, աստղակույտերը, աստղասփյուռները:
ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՀԱՄԱԿԱՐԳԵՐԻ ՎԻՃԱԿԱԳՐԱԿԱՆ ՄԵԽԱՆԻԿԱ, աստղագիտության ճյուղերից մեկը, զբաղվում է բազմանդամ աստղային համակարգերում (տես Աստղակույտեր, Գալակտիկաներ) տեղի ունեցող շարժումների ու համակարգերի զարգացման ուսումնասիրությամբ։ Հետազոտությունները կատարվում են երկնային մեխանիկայի և վիճակագրական ֆիզիկայի մեթոդների կիրառմամբ, որոնց զուգակցումն ու զարգացումը հանգեցրին աստղային կինեմատիկայի և դինամիկայի ստեղծմանը։ Աստղային կինեմատիկան ուսումնասիրում է աստղերի դիտվող շարժումները (նրանց օրինաչափությունների բացահայտման նպատակով), իսկ աստղային դինամիկան զբաղվում է այդ օրինաչափությունների բացատրությամբ և համակարգերի զարգացման մեխանիզմների հետազոտմամբ։ Այս նպատակով հետազոտվում են շարժումների ընդհանուր հատկություններն ու համակարգի բոլոր անդամների գրավիտացիոն ուժերով պայմանավորված բնորոշ վիճակագրական պարամետրերը։ Այս ուղղությամբ տարվող աշխատանքները սկսվել են մեր դարի սկգբներին (Յ. Կապտեյն, Կ. Շվարցշիլդ)։ Ջ. Ջինսի, Ա. Էդինգտոնի, Ս. Չանդրասեկհարի և այլոց աշխատանքներով ստեղծվեց աստղային համակարգերի դինամիկա՝ առանց հաշվի առնելու աստղային մերձեցումները, որը, սակայն, թույլ չէր տալիս պարզելու նրանց զարգացման իրական պատկերը։ 30-ական թվականներին Վ. Համբարձամյանը մտցրեց կանոնավոր և անկանոն ուժերի գաղափարը և տվեց աստղային համակարգերի քվազիստացիոնար վիճակի ֆիզիկական բնորոշումն ու աստղակույտերի զարգացման ճշգրիտ մեխանիզմը, որոնց վրա փաստորեն հիմնված է այժմյան աստղային դինամիկան։ Հետագայում Ա. հ. վ. մ–ի բնագավառում կատարված հետազոտություններում զգալի ավանդ մտցրեցին սովետական աստղագետներ Կ. Օգորոդնիկովը, Պ.Պարենագոն, Գ. Կուզմինը և Թ. Աղեկյանը։
Գրկ. Чандрасекар С., Принципы звездной механики, М., 1948; Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., перераб. и доп., М., 1954; Огородников К. Ф., Динамика звезлных систем, М., 1958; Амбарцумян В. А., Курс астрофизики, т. 1, Е., 1960; Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 2, М., 1962.
ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՄԵԾՈՒԹՅՈՒՆ, աստղի կամ երկնային այլ լուսատուի փայլի չափ. բնորոշվում է դիտման կետում լուսատուի ճառագայթներին ուղղահայաց հարթության լուսավորվածությամբ։ Ա. մ. կապ չունի աստղի չափի հետ։ Առաջինը Հիպարքոսն է (II դ. մ. թ. ա.) բոլոր տեսանելի աստղերը բաժանել 6 Ա. մ–ների, ընդ որում, 1-ին Ա. մ–յան էին դասվել ամենապայծառ աստղերը, իսկ 6-րդ Ա. մ–յան՝ ամենաթույլ աստղերը։ Երկու աստղերի Ա. մ–ների տարբերությունը այդ աստղերի պայծառությունների հարաբերության հետ կապված առնչությամբ (Պոգսոնի օրենք)։ Դա հետևում է Վեբեր–Ֆեխների օրենքից, ըստ որի, եթե զգայությունը (տվյալ դեպքում՝ Ա. մ.) փոփոխվում է թվաբանական պրոգրեսիայով, ապա գրգռիչը (լուսավորվածությունը) կփոփոխվի երկրաչափական պրոգրեսիայով։ Ըստ Պոգսոնի օրենքի, մեկ Ա. մ–յան տարբերության դեպքում երկու աստղերի պայծառությունների հարաբերությունը մոտավորապես հավասար է 2,5-ի, իսկ երբ պայծառությունների հարաբերությունը 100 է, ապա Ա. մ–ների տարբերությունը հավասար է 5-ի։ Պայծառ օբյեկտների Ա. մ. կարող է բացասական լինել, օր. Սիրիուսի Ա. մ. –1,6 է, Լուսնինը (լիալուսնի ժամանակ)՝ –12,6, Արեգակինը՝ –26,7։ Աստղադիտակների օգնությամբ կարելի է դիտել շատ թույլ աստղեր։ 6-րդ Ա. մ–ից թույլ օբյեկտները դիտվում են աստղադիտակներով (առայժմ դիտվում են մինչև 24 Ա. մ–յան աստղեր)։ Ըստ գնահատման մեթոդների, գոյություն անեն Ա. մ–ների լուսանկարչական, լուսատեսանելի, էլեկտրալուսաչափական և այլ համակարգեր, որոնցում լույսի ընդունիչ սարքերը զգայուն են սպեկտրի որոշակի մասի նկատմամբ։ Եթե ընդունող սարքը հավասարապես զգայուն է լույսի բոլոր ալիքային երկարությունների նկատմամբ և տեղի չունի չափվող լույսի որևէ կորուստ, ապա ստացվող Ա. մ. կոչվում է Чандрасекар С.բոլոմետրիկ։
Աստղերի լուսատվությունները համեմատելու համար նրանց մտովի տեղափոխում են 10 պս հեռավորության վրա։ Այն Ա. մ., որ աստղը կունենա այդ հեռավորության վրա, կոչվում է Чандрасекар С.բացարձակ Ա. մ. (օրինակ՝ Արեգակի բացարձակ Ա. մ. 4,9 է)։
Գրկ. Աղեկյան Թ. Ա., Աստղեր, գալակտիկաներ, Մետագալակտիկա, Ե., 1971։ Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 перераб. и доп. изд., М., 1954.
ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՎԻՃԱԿԱԳՐՈՒԹՅՈՒՆ, տես Աստղաբաշխություն հոդվածում։
ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՏԱՐԻ, տես Տարի:
ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՔԱՐՏԵԶԱԳԻՐՔ (ատլաս), երկնքի այս կամ այն տիրույթի պատկերը հարթության վրա ներկայացնող աստղային քարտեզների հավաքածու։ Քարտեզների վրա աստղերը պատկերված են շրջաններով, որոնց շառավիղները համեմատական են աստղերի տեսանելի պայծառություններին։ Սովորաբար աստղային քարտեզներն ունենում են կոորդինատական ցանց։
ԱՍՏՂԱՉԱՓՈՒԹՅՈՒՆ (Աստրոմետրիա), աստղագիտության բաժին, հիմնականում գբաղվում է լուսատուների կոորդինատների որոշման մեթոդների մշակմամբ, նրանց գործնական կիրառման հարցերով։ Ա–յան հիմնական ենթաբաժիններից մեկն է ոլորտային աստղագիտությունը, որը մշակում է կոորդինատների որոշման մաթ. մեթոդները։ Միջօրեականում կատարվող դիտումներով լուսատուների կոորդինատների գործնական որոշումը ֆունդամենտալ աստղագիտության խնդիրն է։ Լուսատուի ուղղակի ծագումը որոշելու համար գրանցվում է միջօրեականով նրա անցնելու պահը։ Հակումը որոշվում է միջօրեականում լուսատուի զենիթային հեռավորության չափմամբ։ Չափումների արդյունքները շտկվում են՝ հաշվի առնելով լույսի բեկունակության, աբեռացիայի, պրեցեսիայի և նուտացիայի ազդեցությունները, ինչպես նաև գործիքային սխալները։ Աստղերի կոորդինատները հրատարակվում են որպես ֆունդամենտալ աստղացուցակներ (կատալոգներ)։ Ժամանակակից լավագույն աստղացուցակներում աստղերի կոորդինատները տրվում են 0",1–ի ճշտությամբ։ Ա–ի խնդիրներից են նաև ժամանակի ծառայությունը, լայնության ծառայությունը (ուսումնասիրում է աշխարհագրական լայնության՝ բևեռների շարժումով պայմանավորված փոփոխությունները), գործնական աստղագիտությունը։
ԱՍՏՂԱՍՓՅՈՒՌՆԵՐ, համատեղ ծագում և գրեթե ընդհանուր ֆիզիկական հատկություններ ունեցող աստղերի ցրված, անկայուն խմբեր՝ պարփակված 30–200 պս չափեր ունեցող առանձին ծավալներում։ Հայտնագործել է Վ. Համբարձումյանը (1947)։ Հայտնի են Օ և T տիպի Ա.։ Օ Ա. աստղային այն խմբերն են, որոնց մեջ բարձր լուսատվության ջերմ հսկա աստղերի (O–B2 սպեկտրալ դասեր) խտությունը շատ անգամ գերազանցում է շրջապատող դաշտում այդ նույն դասի աստղերի միջին խտությունը։ Միաժամանակ, Ա–ի բոլոր աստղերի տարածական խտությունը, անկախ նրանց սպեկտրալ դասից, շատ անգամ ավելի փոքր է, քան շրջապատող դաշտինը։ Օ Ա–ի մեջ որպես կորիզներ մտնում են բաց աստղակույտեր, Օրիոնի Տրապեցիայի տիպի բազմաստղեր և աստղային շղթաներ։ Բացի սովորական ջերմ հսկաներից Օ Ա–ի մեջ հանդիպում են այնպիսի բացառիկ օբյեկտներ, ինչպիսիք են Վոլֆ–Ռայեի և P Կարապի տիպի աստղերն ու սառը գերհսկա փոփոխականները։ Օ Ա–ի դասական օրինակներ են Կարապի և Պերսեոսի համաստեղության մեջ գտնվող մեծ Ա.։
T Ցուլի տիպի փոփոխականները, որոնք օժտված են ցածր լուսատվությամբ և հայտնի են իբրև անկայուն աստղեր, նույնպես հանդես են գալիս ցրված խմբերով, որոնք կոչվում են T Ա.։
Գոյություն ունեն նաև խառն Ա., որոնք պարունակում են ինչպես ջերմ հսկաներ ու գերհսկաներ, այնպես էլ T Ցուլի տիպի անկայուն փոփոխականներ։ Այդպիսիք են Միաեղջյուրի և Օրիոնի Ա.։ Բարձր լուսատվության շնորհիվ Օ Ա. դիտվում են նաև արտաքին գալակտիկաներում, նրանցով հարուստ են պարուրաձև և անկանոն գալակտիկաները։ Փաստորեն Օ Ա–ով են ուրվագծվում պարուրաձև գալակտիկաների թևերը։ Արտաքին գալակտիկաներում T Ա–ի հայտնաբերմանը խանգարում է նրանց ցածր լուսատվությունը։
