звёздная динамика

ЗВЁЗДНАЯ ДИНАМИКА - область астрономии, изучающая строение, устойчивость и эволюцию звёздных систем. Осн. объектами изучения 3. д. являются шаровые и рассеянные звёздные скопления внутри галактик, галактики в целом, а также скопления галактик .3. д. зародилась в нач. 20 в. Основы её были заложены в трудах А. С. Эддингтона (A. S. Eddington) и Дж. X. Джинса (J. H. Jeans). В 3. д. изучаются усреднённые характеристики звёздных систем, определяемые функцией распределения звёзд f(t, r, v), зависящей от времени (t). координат (r) и скоростей (v). Ф-ция f определяет кол-во звёзд, находящихся в момент t в единичном элементе объёма фазового пространства в окрестности точки (r, v). С помощью ф-ции распределения выражаются ср. величины, характеризующие звёздную систему: плотность r(t, r), ср. скорость и (t, r), тензор давлений Р_ik(t, r) и др. Ф-ция распределения удовлетворяет кинетическому уравнению Больцмана-Власова, в к-ром учитываются общее усреднённое (самосогласованное) поле тяготения системы, определяемое гравитационным потенциалом Ф (t, r), и столкновения отд. звёзд, определяемые столкновительным членом St (f) (интеграл столкновений):

Гравитац. потенциал Ф удовлетворяет Пуассона уравнению:

где т - масса звезды, G - гравитац. постоянная (для простоты предполагается, что массы звёзд одинаковы). Под столкновением в 3. д. подразумевают изменение траектории звезды за счёт гравитац. взаимодействия при пролёте относительно неё других звёзд. В стационарном скоплении интеграл столкновений, строго говоря, зависит как от распределения звёзд по скоростям, так и от распределения плотности в скоплении, т. е. имеет нелокальный характер. В отличие от газа или плазмы для звёздного скопления St (f) имеет значительно более сложный вид и не может быть универсальным образом записан для произвольного скопления. Если характерное время между столкновениями звёзд t_c превышает время расширения Вселенной t_U @ 2.10¹⁰ лет, то такая система наз. бесстолкновительной. Большинство галактик во Вселенной являются бесстолкновительными системами. Переход такой системы в стационарное состояние происходит за неск. характерных времён пролёта звездой размера системы R: где - ср. квадрат скорости звёзд, к-рый можно оценить по вириала теореме: М - масса системы. Для Галактики t_h@2.10⁸ лет<< t_U. Галактики находятся в стационарном состоянии, определяемом решением кинетич. уравнения без правой части. В бесстолкновительной звёздной системе возможно распространение волн и развитие неустойчивостей, важнейшим проявлением к-рых является спиральная структура галактик (см. Спиральные галактики ).Спиральную структуру принято рассматривать как волну плотности, распространяющуюся по галактич. диску. Спирали могли возникнуть в результате развития гравитационной неустойчивости, когда силы тяготения в малом возмущении спиральной формы приводят к росту амплитуды возмущения. Возможны и др. причины возникновения спиралей. Помимо гравитац. неустойчивости в бесстолкновит. звёздной системе возможно развитие неустойчивостей, связанных с формой ф-ции распределения. Такие неустойчивости, аналогично неустойчивостям плазмы, наз. кинетическими. В шаровых звёздных скоплениях, а также в центр. областях нек-рых галактик концентрации звёзд столь велики, что время между столкновениями

много меньше t_U. Здесь N - полное число звёзд в скоплении, M₈- масса Солнца. Столкновения стремятся установить Максвелла распределение в скоплении, что приводит к установлению сфероидальной формы скопления. При установлении максвелловского распределения часть звёзд приобретает большие скорости и улетает из системы. При этом всё скопление сжимается. Скорость такого испарения определяется из условия того, что за время t_c улетают звёзды "максвелловского хвоста", имеющие скорости v_esc в два и более раза превышающие среднеквадратичные скорости звёзд в скоплении:

Т - темп-pa скопления в энергетич. единицах, характеризующая ср. кинетич. энергию звезды в системе. Скорость испарения dN/dt @ - 0,007N/t. Испарение звёзд является осн. фактором, определяющим эволюцию шаровых скоплений. Когда число звёзд в скоплении не превышает N_C @ 10³-10⁴, наряду с далёкими столкновениями важную роль играют звёздные пары и столкновения с ними пролетающих звёзд. При таких столкновениях происходит сближение звёзд в парах, потенциальная энергия к-рых переходит в кинетич. энергию звёзд. В результате скопление с N<N_C полностью распадается (звёзды разлетаются) за счёт потенциальной энергии пар. Конечной фазой эволюции шарового скопления является, видимо, его полный распад. Если число звёзд в скоплении N>N_С, то в результате столкновительной эволюции скопление может сжаться настолько, что его размер приблизится к гравитационному радиусу, и это приведёт к релятивистскому гравитационному коллапсу. Так могли образоваться чёрные дыры в ядрах нек-рых галактик (см. Ядра галактик). Важнейшими достижениями 3. д. можно считать теорию строения и эволюции шаровых скоплений, установление того, что спиральные рукава галактик представляют собой волны плотности. Многие важные проблемы ещё не решены. К ним можно отнести выявление механизма образования и поддержания спиральной волны; эволюцию массивных звёздных скоплений, представляющих собой ядерные области галактик, и возможности образования в них чёрных дыр; изучение звёздно-динамич. процессов в галактиках, находящихся в двойных системах, а также в галактич. дисках, погружённых в сферич. или эллипсоидальную звёздную подсистему (гало). Наряду с решением кинетич. ур-ния для решения многих проблем 3. д. используется численное моделирование, при к-ром решается совместно система ур-ний движения отд. звёзд с учётом их взаимного притяжения. При таком подходе единым образом рассматриваются самосогласованные поля и столкновения звёзд. К настоящему времени численные методы позволяют рассчитывать системы, содержащие ~ 10⁵ звёзд. Ввиду быстрого прогресса вычислит. техники, этот метод исследования весьма перспективен. Лит.: Чандрасекар С., Принципы звездной динамики, пер. с англ., М., 1948; Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, М., 1958; Кинематика и динамика звездных систем, М., 1968; Динамика и эволюция звездных систем. [Сб. ст.], М--Л., 1975; Поляченко В. Л., Фридман А. М., Равновесие и устойчивость гравитирующих систем, М., 1976. Г. С. Бисноватый-Коган.

   <<      Предметный указатель      >>