Далекая Вселенная. Образование и эволюция звёздных скоплений

  • Просмотров 411
  • Скачиваний 19
  • Размер файла 16
    Кб

Далекая Вселенная. Образование и эволюция звёздных скоплений Шаровые и рассеянные звездные скопления не являются бесстолкновительными системами. Вследствие большей плотности скоплений каждая звезда в них испытывает за время существования скопления, по крайней мере, несколько тесных сближений и множество далеких сближений с другими звездами. Время между «столкновениями» все же превышает время обращения звезд по орбитам,

размеры которых сравнимы с размерами скопления, так что за один оборот звезда лишь с малой вероятностью испытает сближение с какой-либо другой звездой. Можно сказать, что длина свободного пробега звезды, т. е. путь между двумя сближениями с другими звездами, заметно больше размера всей системы. Эти обстоятельства и определяют характер эволюции звездных скоплений. В звездных скоплениях возможна релаксация посредством парных

сближений звезд. Эти системы стремятся к состоянию равновесия и приближаются к нему настолько, насколько это вообще возможно в гравитирующих системах. Звезды приобретают в результате распределение по скоростям, близкое к универсальному максвелловскому распределению, о котором мы уже упоминали. Но сближения звезд неизбежно приводят к тому, что время от времени какая-то одна из них случайно получает такую большую скорость,

что, преодолев притяжение других звезд, оказывается способной уйти из системы. Поэтому, в отличие от газа, в распределении звезд по скоростям не хватает самых быстрых звезд на высокоскоростном «хвосте» их распределения. Дефицит быстрых звезд составляет примерно одну сотую от общего числа звезд системы. Такое неизбежное и неисчезающее отклонение от равновесного состояния, связанное с постоянным «испарением» звезд, —

отличительная черта гравитирующей системы. В ходе «испарительной» эволюции звездные скопления становятся все более неоднородными по плотности, в них формируются компактные центральные области, ядра, окруженные сравнительно разреженными гало. Потеря звезд скоплением может завершиться со временем его полным распадом и рассеянием, как это впервые показал В. А. Амбарцумян в 1938 г. Общая теория динамической эволюции звездных