Эволюция ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

Источник rainsycat .

Миллион звёзд. Как изучать их взаимное влияние и движение в пространстве? До последних лет не было компьютеров, которые могли бы справиться с решением нескольких миллионов дифференциальных уравнений, описывающих движение этих звёзд. Недавно такой компьютер создан в Японии. Разумеется, это не универсальный компьютер, а специализированный, на нём нельзя играть в шахматы или ходить по Интернету, эта машина предназначена только для решения дифференциальных уравнений, описывающих движение звёзд в скоплении. Но уж это она умеет делать замечательно быстро и может проследить движение миллионов взаимодействующих звёзд на отрезках времени в миллиарды лет.
Конечно, в ожидании суперкомпьютера специалисты по звёздной динамике не сидели, сложа руки. Они исследовали эволюцию звёздных скоплений так же, как физики изучают поведение атомов в макроскопическом теле: описывается не каждый атом или молекула, которых неизмеримо много, а их средние параметры. Правда, звёзды не настолько похожи друг на друга, как атомы одного химического элемента, составляющего тело. Звёздное скопление больше напоминает «коктейль» из всей таблицы Менделеева: по массам и размерам звёзды различаются в сотни раз. Но в первом приближении их можно считать одинаковыми, а затем постепенно уточнять картину. На этом пути астрономы продвинулись весьма далеко: уподобив звёздное скопление газовому облаку, где каждая молекула — звезда, удалось ещё в 1940-е — 1960-е годы аналитически понять структуру скоплений и основные моменты её эволюции. Появление первых компьютеров в 1970-е—1980-е годы позволило уточнить эту картину, учтя различие звёзд по массе (различие размеров звёзд большого значения не имеет, поскольку сближаются, а тем более — сталкиваются они очень редко). Расчёты на супермощных компьютерах пока лишь подтверждают полученные ранее результаты, что само по себе приятно. В полной мере всю мощь новой техники, вероятно, удастся продемонстрировать при исследовании экзотических ситуаций, например, при расчёте эволюции плотных ядер галактик, в которых звёзды с огромными скоростями сталкиваются друг с другом, слипаясь или разрушаясь при этом; где они разрываются приливными силами гигантских чёрных дыр и поглощаются ими. Только подробный численный анализ сможет прояснить ситуацию в таких условиях. Но это дело будущего. А пока познакомимся с базовыми процессами, происходящими в звёздных скоплениях.
Гравитационное взаимодействие звёзд друг с другом вызывает обмен механической энергией между ними. Сближаясь в пространстве, две звезды взаимно возмущают движение друг друга и, пролетев по гиперболическим траекториям, вновь расходятся «на бесконечность», но уже изменив свою кинетическую энергию: в зависимости от соотношения масс и скоростей одна из звёзд приобретает, а другая — теряет энергию. В результате многочисленных взаимодействий звёзды в скоплении, как и молекулы в газе, стремятся к равнораспределению энергии, когда все звезды в среднем имеют одинаковую кинетическую энергию. Однако на этом аналогия между молекулами и звёздами заканчивается.
Когда в баллоне с газом среди молекул устанавливается равнораспределение энергии, система молекул приходит в стационарное состояние, которое уже не меняется. Однако звёздное скопление, лишённое стенок, в принципе не может быть стационарным: звёзды с большими скоростями вылетают из него и уже не возвращаются, а причины для приобретения больших скоростей у звёзд всегда есть. В основном их три.
Во-первых, кинетическая энергия равна

а поскольку звезды различаются по массе, то даже при одинаковом значении Eh они имеют разную скорость: лёгкие движутся быстрее.
Во-вторых, статистическая физика учит нас, что в стационарном состоянии не все частицы имеют одинаковую (среднюю) энер-

Рис. 6. Стационарное распределение молекул идеального газа по абсолютной величине их скорости — распределение Максвелла. Оно напоминает щиплющего травку динозавра с бесконечно длинным хвостом.
гию: встречаются также менее и более энергичные частицы, поскольку обмен энергией — процесс случайный и, в принципе, результат может быть любой. Стационарное распределение по энергии описывается формулой Максвелла:

где dN — число частиц в интервале скоростей от v до v + dv, где vm — наиболее вероятная скорость, близкая к средней арифметической (рис. 6).
В-третьих, кроме эпизодов парного взаимодействия, когда сближаются и обмениваются энергией две звезды, возможны эпизоды тесного взаимодействия трёх и более звёзд. При этом реализуются разнообразные варианты: например, две звезды объединяются в медленно движущуюся гравитационно связанную двойную систему, а третья звезда, унося энергию связи, «выстреливается» прочь. Для тех, кто знаком с процессами ионизации и рекомбинации атомов, нетрудно будет представить и другие варианты тройного взаимодействия звёзд.
Итак, звёзды в скоплении постоянно изменяют свою энергию и скорость. Для молекул газа это не страшно, но для звёзд — фатально. Вспомните, как мало различие между первой и второй космическими скоростями: при скорости

спутник движется вокруг Земли по стационарной круговой орбите, а уже при скорости

навсегда по параболе покидает Землю. Ещё хуже заканчивается для спутника небольшое уменьшение скорости — он падает. То же самое происходит и в звёздном скоплении. Если звезда немного уменьшит свою скорость, то ей уже не удержаться на своей орбите, и она начинает падать к центру скопления, как спутник на Землю. Поэтому массивные звёзды, обмениваясь с более лёгкими звёздами кинетической энергией, тормозятся и направляются к центру скопления, а менее массивные, напротив, увеличивают скорость и направляются к внешним частям скопления или вообще покидают его. По мере эволюции звёздного скопления более массивные звёзды опускаются к центру, а менее массивные занимают удалённое положение; изначально однородное звёздное скопление начинает расслаиваться; у него формируется плотная центральная часть — ядро — из более массивных звёзд и обширная периферия — «корона» — из лёгких звёзд.
Расчёты показали, что центральная часть скопления должна за конечное время сжиматься до нулевого размера и бесконечной плотности. Когда этот теоретический результат был получен, астрономов очень заинтересовало, а что же происходит в действительности в центре звёздного скопления, когда теряющие энергию звёзды подходят близко друг к другу. Ведь в природе не бывает бесконечностей, это всего лишь математическая абстракция. По поводу уплотняющихся ядер звёздных скоплений высказывались разные идеи; одни говорили, что звёзды будут сталкиваться и разрушать друг друга, другие, что сталкиваться и слипаться друг с другом, и при этом из многих звёзд получится одна большая звезда. Но такая сверхзвезда — конгломерат из сотен слившихся вместе звёзд — представляла бы собой чрезвычайно эффектное зрелище, а такого в звёздных скоплениях никто никогда не наблюдал. В нашей Галактике около 150 шаровых скоплений, и ни у одного из них в центре нет суперзвезды. Значит, простые модели не учитывают какие-то важные особенности звёздных скоплений. Какие же именно?

Комментарии закрыты.