ЗВЁЗДНАЯ ДИНА́МИКА

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.