<< 3. Динамика рассеянных скоплений | Оглавление | 5. Заключение >>
4. Динамика шаровых скоплений
Шаровые скопления (ШС) - промежуточная ступень в космической иерархии между рассеянными скоплениями и галактиками. Они насчитывают до нескольких миллионов звезд. Многие ШС - очень старые объекты - их возраст превышает 10 млрд лет.
Происхождение ШС до сих пор неясно: они могли сформироваться как из целого газового облака, так и путем слияния близких рассеянных скоплений. Возможны оба сценария формирования ШС. Сейчас также большое внимание уделяется моделям формирования ШС при столкновениях и слияниях галактик. На Генеральной Ассамблее МАС в 2003 г. обсуждалась также возможность образования ШС в межгалактическом пространстве на ранних стадиях эволюции Вселенной. Первые внегалактические ШС уже открыты, но действительно ли они сформивались вне какой-либо галактики или были выброшены в результате столкновения галактик - еще предстоит установить. Примечательно, что некоторые ШС по яркости превосходят карликовые эллиптические галактики, однако имеют на 1-2 порядка меньшие размеры (см., например, книгу Бинни и Тремейна [40]).
Однако в любом случае дальнейший сценарий эволюции ШС приблизительно ясен - благодаря бурной релаксации сведения о начальном распределении быстро «забываются». За небольшое (всего несколько времен пересечения) время формируется ядро скопления, которое окружено протяженным гало. Этот процесс называется коллапсом ядра. Существует много аналитических приближений к профилю плотности ШС, среди которых на сегодняшний день наиболее точной считается модель Кинга. Во время коллапса в ядро «оседают» наиболее тяжелые звезды, тогда как более легкие получают большую энергию и оказываются в гало. При этом орбиты легких звезд сильно вытянуты. В результате в гало поле скоростей сильно анизотропно-радиальные движения преобладают. В центре скопления скорости распределены приблизительно изотропно.
Модули скоростей распределены по закону Максвелла. Однако звезды со скоростями, превышающими скорость отрыва, покидают скопление, поэтому максвелловского «хвоста» нет. Уходящие звезды уносят часть кинетической энергии, после чего происходит перераспределение оставшейся энергии - и снова при приближении к максвелловскому распределению появляются «быстрые» звезды. Таким образом, звезды из «хвоста» распределения скоростей покидают скопление. Это один из двух основных механизмов разрушения ШС, он называется «испарение» (evaporation). Второй механизм называется «выброс» (ejection), он срабатывает при тесных тройных и кратных сближениях и будет описан в дальнейшем. Относительная эффективность обоих механизмов различна в разных точках скопления.
Рассмотрим популяцию двойных звезд в ШС.
Как показывают численные эксперименты,
даже если начальная доля двойных звезд невелика,
их влияние на эволюцию ШС весьма значительно.
При сближении тесной двойной и одиночной звезды
в большинстве случаев происходит следующее перераспределение энергии:
двойная становится теснее,
а одиночная звезда получает дополнительную энергию
(иногда ее достаточно, чтобы звезда покинула скопление).
Широкие двойные при таких сближениях, как правило,
забирают энергию у одиночных звезд и увеличивают большую полуось своей орбиты.
В конце концов статистически это приводит к распаду двойной
при очередном сближении со звездой скопления.
Однако частично процесс разрушения двойных компенсируется
их формированием при сближениях одиночных звезд или распаде кратных систем.
Расчет показывает, что равновесное количество широких двойных -
всего несколько штук,
причем эта величина почти не зависит от 
[40].
Таким образом, в звездных системах действует правило: «широкие двойные становятся шире, а тесные - теснее» (это называется законом Хегги, хотя правильнее назвать это правило законом Гуревича и Левина, первыми обнаружившими эту закономерность [41]). Существует, конечно, и пограничный случай, когда энергия двойной в среднем не меняется при сближениях. Однако таких звезд также немного.
Тесные двойные, становясь все теснее, отдают свою энергию одиночным звездам, выбрасывая их на долгопериодические орбиты. Таким образом, они выступают в роли «источника энергии», работающего в ядре скопления. Именно с его помощью останавливается коллапс ядра. Процесс «горения двойных» в центре скопления, аналогичный процессу горения водорода в ядрах звезд, может быть весьма продолжительным.
Интересен вопрос: откуда берутся двойные в ШС? Оказывается, они вовсе не обязательно должны были присутствовать при рождении скопления. Двойные звезды могут формироваться, например, при тройных сближениях звезд. Еще один эффективный механизм образования двойных в ШС - так называемый приливный захват: при очень тесном сближении двух звезд часть энергии теряется за счет приливного взаимодействия, так что первоначально гиперболическая орбита может стать эллиптической. Этот механизм наиболее эффективен в областях максимальной звездной плотности, в частности в ядре ШС.
<< 3. Динамика рассеянных скоплений | Оглавление | 5. Заключение >>
|
Публикации с ключевыми словами:
Небесная механика - звездная динамика - звездное скопление
Публикации со словами: Небесная механика - звездная динамика - звездное скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
