ЗВЁЗДНАЯ ДИНА́МИКА
-
Рубрика: Физика
-
Скопировать библиографическую ссылку:
ЗВЁЗДНАЯ ДИНА́МИКА (динамика звёздных систем), изучает закономерности движения звёзд в гравитационном поле звёздной системы и эволюцию звёздных систем. З. д. исследует парное и коллективное гравитац. взаимодействия звёзд, равновесные состояния звёздных систем и их динамич. эволюцию под влиянием как внутренних, так и внешних факторов. Особое место в З. д. принадлежит самогравитирующим системам, в которых каждая звезда движется в общем гравитац. поле, созданном всеми звёздами системы. З. д. тесно связана с небесной механикой, гидродинамикой, статистич. физикой, аналитич. механикой, кинетич. теорией газов.
Основы З. д. были заложены в 1915–1920 Дж. Джинсом и А. Эддингтоном, а позднее В. А. Амбарцумяном и С. Чандрасекаром. В 1920–30-х гг. Б. Линдблад вывел осн. динамич. соотношения для Галактики.
Макроскопич. состояние звёздной системы описывается функцией фазовой плотности, имеющей смысл функции распределения в шестимерном фазовом пространстве и зависящей от координат и скоростей звёзд. Для удобства описания гравитац. сила, действующая на звезду, представляется в виде суммы регулярной силы, обусловленной сглаженным распределением плотности, и иррегулярной силы, возникающей при тесных сближениях звёзд. Под действием регулярной силы звезда движется по регулярной орбите, в то время как сближения звёзд, рассматриваемые в рамках случайного процесса, представляют собой источник гравитац. возмущений орбиты. Относительная роль регулярных и иррегулярных сил зависит от стадии эволюции системы; для квазистационарных систем (характеристики которых медленно меняются со временем) роль иррегулярных сил растёт с уменьшением числа звёзд в системе. Иррегулярные силы, изменяя скорости звёзд, ведут к установлению равновесного распределения скоростей, т. е. обеспечивают механизм столкновительной релаксации за счёт сближений звёзд. Для рассеянных звёздных скоплений время релаксации составляет 1–10 млн. лет, для типичных шаровых скоплений – 100 млн. – 10 млрд. лет, в диске Галактики время релаксации примерно в 10 тыс. раз больше возраста Вселенной. Это означает, что взаимные сближения звёзд могут играть заметную роль только в динамике рассеянных и шаровых звёздных скоплений и эти системы могут находиться в квазистационарном состоянии по отношению к иррегулярным силам. Галактика в целом и др. крупные звёздные системы могут считаться бесстолкновительными звёздными системами. Столкновительная релаксация ведёт к появлению звёзд со скоростями, превышающими скорость ухода, и, следовательно, к потере массы звёздной системой. Грубая оценка показывает, что за время релаксации систему покидает ок. 1% звёзд. Потеря массы – гл. фактор динамич. эволюции звёздных систем. Простейшая модель динамич. эволюции предсказывает полный распад звёздного скопления за 20–40 начальных времён релаксации.
В отличие от многих рассматриваемых в физике систем частиц, звёздная система принципиально нестационарна, поскольку отсутствие границ делает неизбежной потерю звёзд. Однако медленный темп потери массы позволяет считать звёздную систему квазистационарной почти на всём интервале её времени жизни, за исключением кратковременного начального периода перехода системы в квазиравновесное состояние, когда эволюция звёздной системы управляется гл. обр. быстрым изменением общего гравитац. потенциала (стадия «бурной» релаксации). За это время совместное действие столкновительной релаксации и быстрое изменение гравитац. потенциала системы приводят её в состояние, близкое к равновесному в регулярном поле.
Изучение строения и динамики квазиравновесных систем – одно из важнейших направлений З. д. Динамика таких систем описывается уравнением Больцмана для функции фазовой плотности. В пренебрежении иррегулярными силами используется бесстолкновительное уравнение Больцмана. Динамич. эволюция звёздных систем, в которых существенную роль играют сближения звёзд, описывается уравнением Больцмана со столкновительным членом. В богатых звёздных системах отд. парные сближения звёзд приводят к очень малым изменениям их скоростей. Для учёта эффекта накопления малых независимых случайных изменений (кумулятивного эффекта) используется уравнение Фоккера – Планка. Напротив, в небольших звёздных системах, где возможны сближения с большими изменениями скорости, столкновительный член имеет вид уравнения Колмогорова – Феллера.
Большое теоретич. и практич. значение для З. д. имеет вириала теорема, выражающая связь между кинетической $T$ и потенциальной $Ω$ энергиями эволюционирующей квазистационарной звёздной системы: $2T + Ω =0$. Её следствие – требование отрицательности полной энергии системы как необходимого условия её гравитац. устойчивости. На основе теоремы вириала выводятся динамич. оценки масс звёздных скоплений и скоплений галактик и вычисляются связи между их макроскопич. характеристиками. Теорема вириала позволяет определить направление динамич. эволюции звёздных систем: потеря массы и полной энергии сопровождается ростом концентрации массы и увеличением дисперсии скоростей.
Практически все звёздные системы находятся во внешнем гравитац. поле. На звёздные скопления действуют приливные силы со стороны Галактики, ускоряющие темп потери звёзд и динамич. эволюцию скоплений. Двигаясь по галактич. орбитам, звёздные скопления своим тяготением вызывают гравитац. фокусировку звёзд галактич. фона позади скопления, тормозящую их движение. Этот эффект называется динамич. трением, и он особенно сильно меняет орбиты массивных шаровых скоплений и спутников Галактики. Теряя энергию, они переходят на низкие галактич. орбиты, где ускоренно разрушаются приливными силами. Следы разрушения карликовых спутников Галактики хорошо видны в толстом диске Галактики.
Аналитич. методы исследования динамич. эволюции звёздных систем принципиально ограничены простейшими случаями (напр., сферически-симметричные скопления звёзд одинаковых масс), проясняющими наиболее общие закономерности динамич. эволюции. Больших успехов в кон. 20 – нач. 21 вв. достигло численное моделирование динамики звёздных систем, состоящих из большого числа звёзд. Моделирование сводится к прямому интегрированию уравнений движения каждой звезды в гравитац. поле, создаваемом как её ближайшими соседями, так и всеми звёздами. Численное моделирование, несмотря на значит. сложности, позволяет преодолеть присущие аналитич. методам ограничения и исследовать реалистич. звёздные скопления, состоящие из звёзд разной массы, учитывать их физич. эволюцию и реальное галактич. окружение. Осн. чертой многочисл. методов прямых расчётов является строгий учёт парных взаимодействий звезды с её ближайшими соседями и представление общего регулярного гравитац. поля сглаженным распределением массы. Успешно реализовано моделирование сферически-симметричных и плоских систем, состоящих из миллионов частиц. Численное моделирование выявило большую динамич. роль тесных двойных звёзд, взаимодействие которых с одиночными звёздами способно остановить коллапс ядер плотных звёздных скоплений. Исследуются неустойчивости, возникающие в галактич. дисках, которые могут генерировать волны плотности, а также ряд др. явлений.