Astronet > Zvezdnaya dinamika

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Zvezdnaya dinamika

- razdel astronomii, izuchayushii stroenie, ustoichivost' i evolyuciyu zvezdnyh sistem - zvezdnyh skoplenii, galaktik, a takzhe skoplenii galaktik. Ur-niya, opisyvayushie povedenie otdel'noi zvezdy v sisteme, - eto obychnye ur-niya mehaniki v sochetanii s zakonom vsemirnogo tyagoteniya. Odnako izuchat' s pomosh'yu etih ur-nii povedenie zvezd v sistemah, sostoyashih iz millionov i milliardov zvezd, prakticheski nevozmozhno dazhe s pomosh'yu sovr. EVM. V 3. d. vmesto izucheniya traektorii otdel'nyh zvezd chasto issleduyut usrednennye harakteristiki, opredelyaemye f-ciei raspredeleniya zvezd, zavisyashei ot vremeni (t), koordinat (r) i skorostei (v): f(t, r, v). Velichina $f\Delta x\Delta y\Delta z\Delta v_x\Delta v_y\Delta v_z$ daet chislo zvezd, nahodyashihsya v moment t v ob'eme $f\Delta x\Delta y\Delta z$ , komponenty skorosti k-ryh popadayut v intervaly $\Delta v_x, \Delta v_y, \Delta v_z$ . S pomosh'yu funkcii raspredeleniya mozhno vyrazit' vse srednie velichiny, harakterizuyushie zvezdnuyu sistemu: plotnost' $\rho$ , skorost' u, davlenie i dr.

Pri takom podhode opisanie sistemy zvezd podobno opisaniyu gaza. Naibolee veliko shodstvo mezhdu zvezdnym skopleniem i plazmoi - ionizovannym gazom, sostoyashim iz ionov i elektronov. Podobno zvezdam v skoplenii, elektrony i iony plazmy vzaimodeistvuyut mezhdu soboi s siloi, ubyvayushei s rasstoyaniem po zakonu obratnyh kvadratov. Odnako v haraktere vzaimodeistvii imeetsya i sushestvennoe razlichie, svyazannoe s tem, chto zvezdy mezhdu soboi vsegda prityagivayutsya, a v plazme chasticy kak prityagivayutsya, tak i ottalkivayutsya v zavisimosti ot znaka zaryadov. Vsledstvie etogo plazmu vsegda mozhno schitat' neitral'noi, a zvezdnoe skoplenie vsegda "zaryazheno" i dolzhno imet' spec. stroenie, chtoby nahodit'sya v ravnovesii.

Ur-nie dlya f-cii f naz. kineticheskim, ono uchityvaet izmenenie f pri regulyarnom dvizhenii zvezd, a takzhe pri ih stolknoveniyah. Pri vzaimodeistvii zvezd po zakonu obratnyh kvadratov sila, deistvuyushaya na zvezdu, opredelyaetsya v osnovnom gravitac. polem, sozdavaemym dalekimi zvezdami, a ne stolknoveniyami zvezd. T.o., chtoby naiti f dlya zvezd, nuzhno znat' sozdavaemoe imi gravitac. pole, t.e. sovmestno s kinetich. ur-niem reshat' i ur-nie dlya gravitacionnogo potenciala $\varphi$ . Sistema ur-nii dlya opisaniya besstolknovitel'nyh zvezdnyh sistem byla poluchena v 1915 g. angl. fizikom i astrofizikom Dzh. Dzhinsom. Analogichnaya sistema ur-nii dlya opisaniya besstolknovitel'noi plazmy s uchetom elektrich. i magn. sil byla v 1938 g. poluchena sovetskim fizikom A.A. Vlasovym.

Pomimo usrednennogo gravitac. polya na dvizhenie kazhdoi zvezdy okazyvayut vliyanie sluchainye blizkie prolety dr. zvezd (stolknoveniya). Stolknoveniya zvezd privodyat k izmeneniyu ih traektorii, predstavlyayushih soboi krivolineinoe dvizhenie v usrednennom pole. Eti izmeneniya opisyvayutsya stolknovitel'nym chlenom, vhodyashim v ur-nie dlya f. V ravnovesnoi zvezdnoi sisteme, soglasno viriala teoreme, kinetich. energiya zvezdy v srednem ravna polovine potencial'noi: ${\mathfrak M}{\bar v^2}/2\approx GM{\mathfrak M}/2R$ , gde - massa i srednii kvadrat skorosti zvezdy, M, R - massa i harakternyi razmer sistemy. V etom sostoit sushestvennoe otlichie zvezdnoi sistemy ot gaza i plazmy, gde kinetich. energiya chasticy mnogo bol'she potencial'noi (chastica mezhdu stolknoveniyami prakticheski svobodna), i poetomu traektorii chastic do i posle stolknoveniya pochti pryamolineiny. Eto privodit k tomu, chto v gaze i plazme stolknovitel'nyi chlen yavl. lokal'nym (izmenenie traektorii proishodit lish' v oblasti dostatochno tesnogo sblizheniya chastic), a v zvezdnoi sisteme on v kazhdoi tochke zavisit ot raspredeleniya zvezd vo vsei sisteme, chto delaet ego namnogo bolee slozhnym.

Besstolknovitel'naya zvezdnaya sistema (harakternoe vremya mezhdu stolknoveniyami mnogo bol'she vremeni sushestvovaniya sistemy) mozhet priiti v stacionarnoe sostoyanie i nahodit'sya v nem neogranichenno dolgo. Perehod sistemy v stacionarnoe sostoyanie (relaksaciya sistemy) proishodit za schet peremeshivaniya traektorii zvezd pri ih dvizhenii v obshem gravitac. pole. Process besstolknovitel'noi relaksacii zvezdnyh sistem byl vpervye rassmotren angl. astronomom D. Linden-Bellom v 1967 g. i nazvan im burnoi relaksaciei (violent relaxation). Stacionarnoe sostoyanie dostigaetsya za harakternoe vremya t_h, opredelyaemoe nesk. proletami zvezdoi radiusa sistemy R: $t_h\approx R/\sqrt{{\bar v^2}}$ . Eto vremya dlya zvezdnyh skoplenii i galaktik men'she kosmologicheskogo $t_K\approx 2\cdot 10^{10}$ let (vozrast Vselennoi). Dlya Galaktiki $t_h\approx 2\cdot 10^8$ let. T. o., bol'shinstvo zvezdnyh sistem vo Vselennoi nahodyatsya v stacionarnom sostoyanii, k-roe mozhet byt' opisano resheniem besstolknovitel'nogo kinetich. ur-niya. Harakternoi chertoi stacionarnogo sostoyaniya, dostigaemogo v rezul'tate burnoi relaksacii, yavl. vyravnivanie sr. skorostei u zvezd razlichnoi massy. V etom ee principial'noe otlichie ot istinnoi relaksacii (stolknovitel'noi), privodyashei k vyravnivaniyu sr. energii zvezd razlichnoi massy i dostizheniyu lokal'nogo termodinamicheskogo ravnovesiya.

Ris. 1. Razlichnye tipy galaktik: vverhu - spiral'naya
galaktika M81 (sleva) i barospiral'naya galaktika (sprava);
vnizu - irregulyarnaya galaktika (sleva) i ellipticheskaya
galaktika M87 (sprava).

Nablyudaemoe raznoobrazie galaktik (ris. 1) v znachit. stepeni svyazano s razlichiem nachal'nyh uslovii pri ih obrazovanii. V sisteme bez stolknovenii stacionarnoe reshenie dlya f-cii raspredeleniya zvezd imeet bol'shoi proizvol, nuzhno lish', chtoby ono zaviselo tol'ko ot integralov dvizheniya zvezdy (velichin, ne izmenyayushih svoego znacheniya v processe dvizheniya). Ochevidnymi integralami yavl. energiya zvezdy $\varepsilon={\mathfrak M}v^2/2+{\mathfrak M}\varphi$ i pri nalichii aksial'noi simmetrii - ee vrashatel'nyi moment. Iz analiza raspredeleniya zvezd v Galaktike sleduet vyvod o sushestvovanii, po krainei mere, eshe odnogo integrala dvizheniya, ne imeyushego stol' ochevidnogo fiz. smysla.

Rol' parnyh stolknovenii v zvezdnyh sistemah zavisit ot plotnosti zvezd (chisla zvezd v ed. ob'ema) i v dostatochno plotnyh skopleniyah mozhet byt' sushestvennoi. V otlichie ot besstolknovitel'nogo sluchaya stolknoveniya vedut k obrazovaniyu edinoi f-cii raspredeleniya, sootvetstvuyushei termodinamich. ravnovesiyu - Maksvella raspredeleniyu:
$f\sim \exp\left[-{{\mathfrak M}(v_x^2+v_y^2+v_z^2)\over{2T}}\right] ,\quad T={\mathfrak M}{\bar v^2}/3$
Zdes' T - temp-ra skopleniya v energetich. edinicah, harakterizuyushaya sr. kinetich. energiyu zvezdy v sisteme. Universal'nost' f-cii raspredeleniya privodit k sglazhivaniyu razlichiya mezhdu takimi sistemami i ustanovleniyu universal'nogo raspredeleniya plotnosti. Sistemy mogut otlichat'sya tol'ko splyusnutost'yu, obuslovlennoi ih vrasheniem. Harakternoe vremya ustanovleniya ravnovesnogo raspredeleniya
$\tau\approx 10^5\;{N^{1/2}\over {\ln N}}\cdot \left({R\over {3\cdot 10^{18}}} \right)^{3/2}\cdot\left( {{\mathfrak M}_\odot\over {\mathfrak M}}\right)^{1/2}$ (let),
gde N - polnoe chislo zvezd v sisteme, R - razmer sistemy (v sm). Dlya galaktiki eto vremya $\sim 10^{14} \mbox{let}\gg t_K$ , no dlya sharovyh skoplenii i yadernyh oblastei galaktik $\tau\ll t_K$ , t.e. sistema uspevaet relaksirovat' za vremya sushestvovaniya galaktiki, chem ob'yasnyaetsya pravil'naya forma etih zvezdnyh sistem (ris. 2).

Isparenie zvezd i evolyuciya zvezdnyh sistem.
Stolknoveniya privodyat k ustanovleniyu maksvellovskogo raspredeleniya, v kotorom imeyutsya zvezdy vseh energii. Odnako gravitacionnyi potencial na poverhnosti skopleniya konechen, poetomu zvezdy, obladayushie dostatochno bol'shoi energiei, pokidayut sistemu (isparyayutsya). T.o., stolknoveniya privodyat k ispareniyu zvezd iz sistemy. Chtoby isparit'sya, zvezda dolzhna priobresti skorost' $v\ge v_{\mbox{isp}}=\sqrt{12 T/{\mathfrak M}}$ , chto v 2 raza bol'she srednekvadratichnoi skorosti $\sqrt{\bar v^2}=\sqrt{3T/{\mathfrak M}}$ . Za harakternoe vremya $\tau$ kolichestvo uletevshih zvezd primerno sootvetstvuet chislu zvezd v maksvellovskom raspredelenii s v>v_isp, chto ravno $\approx 0,007 N$ . Isparenie zvezd iz sistemy v rezul'tate stolknovenii vpervye bylo issledovano sovetskim astrofizikom V.A. Ambarcumyanom v 1938 g. i nezavisimo ot nego amer. astronomom L. Spitcerom v 1940 g.

Ris. 2. Stolknovitel'nye sistemy: vverhu -
sharovoe skoplenie, vnizu - yadro galaktiki
M31 (privedeno raspredelenie yarkosti po
nablyudeniyam s ballonnogo teleskopa
"Stratoskop II"; po osi ordinat -
poverhnostnaya yarkost' v zvezdnyh velichinah
na kvadratnuyu sekundu dugi, masshtab 1"-4pk).

Naibol'shuyu rol' v isparenii zvezd igrayut stolknoveniya so zvezdami, proletayushimi daleko ot dannoi zvezdy i peredayushimi ei malye porcii energii. Eto privodit k tomu, chto lish' nebol'shaya dolya zvezd (~ 1/ln N) uletaet s bol'shoi skorost'yu, a osn. massa ih medlenno rasplyvaetsya i obrazuet razrezhennoe galo zvezdnogo skopleniya. Odnovremenno ostavshayasya massa zvezd, teryayushih energiyu, szhimaetsya, obrazuya uplotnyayusheesya yadro. Izolirovannaya zvezdnaya sistema (pri uchete tol'ko parnyh stolknovenii) dolzhna zakonchit' svoe sushestvovanie ispareniem bol'shinstva zvezd sistemy i relyativistskim gravitacionnym kollapsom ostatka. V real'nom zvezdnom skoplenii, vhodyashem v sostav galaktiki, kollapsiruyushee yadro mozhet ne vozniknut', esli massa ostatka okazhetsya slishkom maloi ( $\le 100 {\mathfrak M}_\odot$ ). V etom sluchae obrazuetsya massivnaya norm. zvezda libo dvoinaya sistema, sud'ba k-roi opredelyaetsya ee yadernoi evolyuciei i takova zhe, kak i u dr. zvezd Galaktiki, ne vhodivshih v plotnye skopleniya. Ocenki pokazyvayut, chto itogom evolyucii yader sharovyh zvezdnyh skoplenii s chislom zvezd ~ 10⁵-10⁶ vryad li mogut yavit'sya kollapsiruyushie ob'ekty - chernye dyry. V yadrah galaktik i v kvazarah, v k-ryh chislo zvezd mozhet dostigat' ~ 10⁸-10¹¹, v rezul'tate evolyucii i ispareniya zvezd v konce mozhet proizoiti relyativistskii kollaps i vozniknut' chernaya dyra s massoi $(10^3-10^7) {\mathfrak M}_\odot$ . Privedennye ocenki sdelany bez ucheta vrasheniya, k-roe umen'shaet massu kollapsiruyushego ostatka.

Pomimo parnyh stolknovenii v plotnyh zvezdnyh skopleniyah mogut proishodit' lobovye stolknoveniya zvezd, privodyashie k ih chastichnomu sliyaniyu, sbrosu massy, obrazovaniyu udarnyh voln. Ocenki pokazyvayut, chto lobovye stolknoveniya mogut igrat' zametnuyu rol' v evolyucii tol'ko samyh plotnyh yader galaktiki kvazarov s N ~ 10¹⁰ vnutri ob'ema s R = 10¹⁷ sm. V sharovyh i rasseyannyh skopleniyah, vhodyashih v sostav Galaktiki, lobovye stolknoveniya ves'ma maloveroyatny.

Neustoichivosti i spiral'naya struktura galaktik.
Itak, za isklyucheniem plotnyh central'nyh oblastei i sharovyh skoplenii, osnovnaya chast' zvezd, vhodyashih v galaktiki, ne ispytyvaet stolknovenii i dvizhetsya v ee usrednennom gravitacionnom pole. Vazhnoi harakternoi chertoi besstolknovitel'noi zvezdnoi sistemy yavl. vozmozhnost' razvitiya v nei neustoichivostei razlichnyh tipov. Glavnym stimulom dlya izucheniya etih neustoichivostei yavilas' popytka ob'yasnit' prirodu vozniknoveniya spiral'noi struktury galaktik. Spiral'nye rukava predstavlyayut soboi volny - spiral'nye uplotneniya, rasprostranyayushiesya po veshestvu galaktiki i sohranyayushie pochti neizmennoi svoyu formu. Rassmatrivayutsya razlichnye prichiny vozniknoveniya takih voln. Soglasno odnoi tochke zreniya, spiral'naya volna svyazana s sushestvovaniem v centre galaktiki asimmetrichnogo obrazovaniya - vrashayushegosya bara (ot angl. bar - brusok, polosa), yavlyayushegosya generatorom volny. Deistvitel'no, v nek-ryh galaktikah vidny vrashayushiesya vytyanutye obrazovaniya, ot k-ryh othodyat spiral'nye rukava (ris. 1). Odnako vo mnogih spiral'nyh galaktikah bary ne vidny, poetomu, soglasno dr. tochke zreniya, prichinoi vozniknoveniya spiral'noi volny yavl. neustoichivosti.

Ris. 3. Formy spiralei: a - otstayushaya,
b - lidiruyushaya (strelkami ukazano
napravlenie vrasheniya).

V zvezdnoi sisteme vozmozhno razvitie Ris. 4. Raschety spiral'noi struktury na EVM -
neustoichivaya dvuhrukavnaya otstayushaya spiral'. Na ris. 4 privedena forma spiral'noi volny, poluchennaya v chislennyh raschetah sobstvennyh kolebanii diska. Eti rezul'taty nahodyatsya v sootvetstvii s nablyudeniyami galaktik, k-rye pokazyvayut, chto osn. tipom spiralei yavl. dvuhrukavnye i otstayushie. height="124" alt="" > 0%00%00%6A%00%00%00%00%67%67%00%00%10%67%00%00%00%6A%00%65%6F%00%00%00%00%6A%6C" >gravitacionnyh height="228" alt="" >

Kineticheskie neustoichivosti.
Vpervye neustoichivosti podobnogo tipa byli izucheny v plazme (sm. Neustoichivosti plazmy). Eti neustoichivosti obuslovleny vzaimodeistviem voln s chasticami. Neustoichivost' voznikaet, kogda chasticy peredayut volne bol'she energii, chem otnimayut ot nee. Dlya etogo neobhodimo, chtoby f-ciya raspredeleniya byla daleka ot ravnovesnoi. T.n. puchkovaya neustoichivost' razvivaetsya, kogda f-ciya raspredeleniya f imeet lokal'nyi maksimum v oblasti bol'shih skorostei (t.e. imeetsya puchok chastic s bol'shimi skorostyami). Ciklotronnaya neustoichivost' mozhet razvivat'sya v bystrovrashayusheisya zvezdnoi sisteme. Dreifovaya, ili gradientnaya, neustoichivost' razvivaetsya v neodnorodnoi zvezdnoi sisteme pri nalichii gradientov plotnosti ili temp-ry. Rol' kinetich. neustoichivostei v galaktikah eshe ne sovsem ponyatna. Skorost' narastaniya obuslovlennyh etimi neustoichivostyami vozmushenii obychno men'she, chem u gravitacionnoi neustoichivosti. V spiral'nyh galaktikah imeetsya sferich. podsistema, skorost' vrasheniya k-roi mnogo men'she, chem u diska. V etih usloviyah budut razvivat'sya puchkovaya, a takzhe dve drugie kinetich. neustoichivosti, chem mozhno ob'yasnit' nek-rye osobennosti struktury spiral'nyh galaktik. Pri nalichii rezkih gradientov skorosti v Galaktike vozmozhno razvitie neustoichivosti, svyazannoi so skachkami tangencial'noi skorosti.

Baropodobnaya neustoichivost', massivnye korony galaktik.
Aksial'no-simmetrichnaya forma vrashayushegosya samogravitiruyushego tela stanovitsya neustoichivoi pri dostatochno bystrom vrashenii. V rezul'tate razvitiya etoi neustoichivosti obrazuetsya trehosnaya figura (bar), iz-za chego dannaya neustoichivost' nazvana baropodobnoi. Ona izuchena eshe v 19 v. pri rassmotrenii samogravitiruyushih konfiguracii neszhimaemoi zhidkosti i nosit universal'nyi harakter, v t.ch. imeet mesto i v zvezdnyh sistemah. Moment vrasheniya u diskov v spiral'nyh galaktikah stol' velik, chto dolzhno bylo by sushestvovat' bol'shoe kolichestvo elliptich. diskov. Odnako nablyudeniya ne pozvolyayut otlichit' elliptich. disk ot elliptich. proekcii krugovogo diska na nebesnuyu sferu. Obychno schitaetsya, chto galaktich. diski yavl. krugovymi, poetomu dlya ih ustoichivosti neobhodimo nalichie massivnoi sferich. sostavlyayushei s massoi, prevyshayushei massu svetyashegosya veshestva. Analiz raspredeleniya skorostei galaktik - sputnikov nashei Galaktiki - pokazyvaet, chto eta massa mozhet byt' raspredelena v obshirnoi korone, okruzhayushei Galaktiku, i massa korony mozhet na poryadok prevyshat' massu Galaktiki. Predpolagaetsya nalichie analogichnyh koron i u dr. galaktik, odnako ih sushestvovanie eshe ne yavl. tverdo ustanovlennym nablyudatel'nym faktom.

Chislennye raschety v zvezdnoi dinamike.

Ris. 5. Evolyuciya odnorodno vrashayushegosya
diska iz 10⁵ tochechnyh mass. Vremya ukazano v
edinicah perioda vrasheniya diska. Nachal'nye
haoticheskie skorosti imeyut normal'noe
raspredelenie. Horosho vidno razvitie
dvuhrukavnoi spiral'noi struktury, kotoraya
postepenno razmyvaetsya v rezul'tate
relaksacii sistemy.

S razvitiem vychislitel'noi tehniki stalo vozmozhnym izuchat' zvezdnye sistemy, ne pribegaya k kineticheskomu uravneniyu, a reshaya neposredstvenno uravneniya dvizheniya otdel'nyh tyagoteyushih mass. Kolichestvo rassmatrivaemyh tyagoteyushih mass ogranicheno vozmozhnostyami EVM i sostavlyaet nesk. tysyach pri uchete tyagoteniya kazhdoi massy v otdel'nosti i nesk. soten tysyach pri uchete tol'ko usrednennogo potenciala zvezd. Raschety podtverzhdayut poyavlenie i razvitie spiral'nyh struktur (ris. 5), isparenie otdel'nyh tochechnyh mass. V sistemah s nesk. tysyachami zvezd (pri real'nom uchete tyagoteniya kazhdoi zvezdy) evolyuciya vedet k obrazovaniyu bol'shogo chisla svyazannyh par. Vydelyayushayasya pri obrazovanii takih par potencial'naya energiya (sm. Energiya svyazi) privodit k polnomu razletu skopleniya v konce evolyucii. Podobnye raschety mogut primenyat'sya dlya opisaniya poslednih stadii evolyucii yadra sharovogo skopleniya i ukazyvayut na to, chto chernye dyry pri etom ne obrazuyutsya. Chislennye raschety s uspehom primenyayutsya pri issledovanii skoplenii galaktik, gde chislo chlenov sravnitel'no neveliko.

Chislennye raschety pozvolyayut issledovat' stolknoveniya galaktik, k-rye modeliruyutsya nesk. sotnyami ili tysyachami tochek. Poluchaetsya, chto posle dostatochno blizkogo proleta odnoi galaktiki mimo drugoi v diske vozbuzhdayutsya spiral'nye volny. Eto mozhet proishodit' v bogatyh skopleniyah galaktik, gde blizkie prolety galaktik dostatochno veroyatny.

Lit.:
Chandrasekar S., Principy zvezdnoi dinamiki, per. s angl., M., 1948; Ogorodnikov K.F., Dinamika zvezdnyh sistem, M., 1958; Dinamika i evolyuciya zvezdnyh sistem, [Sb. st.], M.- L., 1975; Polyachenko V.L., Fridman A.M., Ravnovesie i ustoichivost' gravitiruyushih sistem, M., 1976.

(G.S. Bisnovatyi-Kogan)

G. S. Bisnovatyi-Kogan, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdnaya dinamika Publikacii so slovami: zvezdnaya dinamika
Sm. takzhe: Dvizhenie Mlechnogo Puti ot "Gaiya" Dinamika zvezdnyh skoplenii Otdel fiziki zvezdnyh i planetnyh sistem INASAN V.V.Orlov "Orbity v zvezdnyh sistemah" Begstvo ot umirayushego Solnca Orbity v zvezdnyh sistemah

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati