<< Титульный лист | Оглавление | 2. Динамика малых групп >>
1. Введение
Звездные скопления - одни из самых впечатляющих объектов
Вселенной. Они содержат от десятков до десятков миллионов звезд.
Самые молодые скопления имеют возраст 
лет, они
формируются на наших глазах. Наиболее старые скопления имеют
возраст, сравнимый с возрастом Вселенной; они образовались на
ранней стадии эволюции Галактики. Столь значительные вариации
населенности и возраста скоплений позволяют прослеживать их
эволюцию, сопоставляя мгновенные снимки из доступной нам галереи
скоплений.
Каковы же основные черты эволюции звездных скоплений? Что мы можем
надеяться увидеть в нашей галерее? Ответить на эти вопросы
способна звездная динамика в сочетании с теорией звездной
эволюции. Наш обзор охватывает как классические работы по звездной
динамике (в особенности посвященные численному моделированию в
рамках гравитационной задачи 
тел), так и исследования
процессов формирования и эволюции звезд в скоплениях. Особое
внимание будет уделено недавним работам, в которых авторы
рассматривают синтетические модели эволюции звездных скоплений,
включающие и элементы гравитационной физики, и эволюционные
треки.
В эволюции звездного скопления можно выделить несколько этапов:
- формирование;
- бурная релаксация;
- квазистационарная фаза;
- разрушение.
Длительность каждой из фаз зависит от числа звезд в скоплении,
его начальной функции масс и характерного размера. Менее
населенные скопления эволюционируют быстрее, а более богатые -
медленнее. Скопления, состоящие из звезд сравнимых масс, в среднем
разрушаются медленнее, чем системы с сильно различающимися по
массе компонентами. Наконец, более компактные группировки живут
меньше, чем разреженные системы. Эти выводы можно сделать как из
аналитических оценок, так и по результатам численного
моделирования.
Отметим вначале некоторые общие черты динамической эволюции,
характерные как для малых групп, содержащих десятки звезд, так и
для рассеянных (
-
) и шаровых (
-
) скоплений.
Звездная группа, или скопление, образуется из газового облака в результате фрагментации. Из отдельных фрагментов формируются протозвезды (одиночные или кратные), нередко с дисками - предтечами планетных систем. Возможно, большинство звезд диска Галактики сформировалось в составе небольших групп, обладавших неиерархической структурой (см., например, обзор Ларсона [1]). Значительная часть звезд, по-видимому, возникла в составе звездных скоплений.
Неиерархические группировки звезд являются динамически
неустойчивыми образованиями. Они могут обладать как
положительной, так и отрицательной полной энергией 
. В первом
случае, который реализуется при низкой эффективности
звездообразования, группировка представляет собой расширяющуюся
звездную ассоциацию. В ней, однако, могут быть «гнезда» звезд с
отрицательной полной энергией. Во втором случае (при высокой
эффективности звездообразования) взаимное притяжение звезд
достаточно для формирования физически связанной группировки.
Дальнейшая эволюция неиерархических звездных систем (малых групп и
скоплений) с 
представляет собой процесс динамического
распада системы. Из системы выбрасываются одиночные и кратные
звезды. Основные механизмы разрушения системы - кратные
сближения звезд и распад физически связанных неустойчивых
подсистем (см., например, работы ван Альбада [2], Арсета
[3], Баумгардта и др. [4]).
Помимо уходов в системе возможны далекие выбросы по сильно вытянутым эллиптическим орбитам. Внешнее приливное поле Галактики может придать выброшенным звездам небольшие трансверсальные скорости, препятствующие возвращению их в центральную часть системы (см., например, работу Агекяна и Белозеровой [5]). Таким образом могут формироваться короны звездных скоплений и широкие кратные системы.
Дальнейшая динамическая эволюция приводит к распаду центральной части звездной системы на одиночные, двойные и устойчивые кратные звезды. В то же время бывшие короны скоплений образуют звездные потоки, еще длительное время проявляющие себя как сгущения звезд в пространстве скоростей (см., например, обзор Орлова и Мюлляри [6]).
Таким нам представляется общий сценарий эволюции неиерархических
группировок звезд различной кратности: от малых групп до шаровых
скоплений. Естественно, временные масштабы эволюции сильно
различаются. Они зависят от числа звезд , размеров, спектра
масс, геометрии, момента вращения системы, внешних полей и ряда
других факторов. Характерное время жизни малых групп с 
и размерами 
а. е. составляет 
-
лет.
Для шаровых скоплений с
и радиусами 
пк
время жизни на несколько порядков величины может превышать возраст
Галактики.
Дальнейшее содержание нашего обзора посвящено динамике трех главных видов звездных группировок: малых групп, рассеянных и шаровых скоплений. В заключениe обсуждаются как особенности, так и общие черты эволюции, присущие этим объектам.
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Динамика малых групп >>
|
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 >> | |
