Содержание сайта =>> Популярно о науке =>> Астрономия |
|
АСТРОФИЗИКА
Судьба звездных скоплений
Владимир Георгиевич Сурдин, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга. Область научных интересов – формирование звезд и звездных скоплений. Один из постоянных авторов «Природы». |
Симметрия формы и симметрия эволюции
Симметрия а природе – признак красоты: биолога восхищает радиолярия, хммик любуется фуллереном, физик с детским любопытством изучает мыльные пузыри, астроном с изумлением взирает на звездные скопления. Идеальная форма последних сулит легкую разгадку их природы. Но это не так. Хотя заездные скопления – объект пристального внимания астрономов (многие посвящают их изучению всю свою жизнь), в происхождении и эволюции этих «звездных городов» еще много неясного. Особенно это касается шаровых звездных скоплений – наиболее старых, массивных и симметричных среди всех остальных. По мере изучения этих элегантных «небесных созданий» и путем все более точного моделирования их жизни с помощью компьютера наше восхищение перед их пространсвенной симметрией уступает место более глубокому чувству, вызванному симметрией их эволюционного цикла.
Дело а том, что процесс формирования звезд, и особенно звездных скоплений, скрыт в недрах гигантских газо-пылевых облаков. Когда эти области стали доступны для наблюдения при помощи инфракрасных и радиотелескопов, когда астрономы обнаружили там формирующиеся звездные скопления, то показалось, что главная проблема их эволюции решена, но, как выясняется, понять свойства звездных скоплений невозможно, не решив проблему их смерти. Эта мысль, очевидная для биолога, пока еще непривычна астроному, ибо звездные системы эволюционируют медленно, а возраст Вселенной не так уж велик. Поэтому, намереваясь рассказать о динамической эволюции звездных скоплений, мы особенно подробно рассмотрим механизмы их разрушения, позволяющие понять некоторые «темные» стороны их жизни.
Многообразие звездных систем
Всe звезды – члены тех или иных систем; до сих пор астрономы не обнаруживали светил, свободно и в одиночку
блуждающих по Вселенной. Системы звезд поражают нас диапазоном масштабов и разнообразием морфологии: от двойных звезд
до гигантских галактик, состоящих из сотен миллиардов светил и имеющих самые замысловатые формы. В ряду этих
систем немалый диапазон занимают звездные скопления и ассоциации, содержащие
от 10 2 до 10 6 звезд. Звездные скопления как
более концентрированные и ярко выраженные на небе агрегаты начали обнаруживать и описывать еще в
– двойные и кратные (т. е. тройные и т. д.) звездные системы;
– рассеянные звездные скопления;
– шаровые звездные скопления;
– звездные ассоциации;
– звездно-газовые комплексы.
В динамическом смысле двойная звезда – система из двух светил, обращающихся вокруг общего центра масс. Она чрезвычайно стабильна и была бы практически вечной, если бы не влияние соседей и физическая эволюция ее собственных компонентов. Близкие пролеты соседних звезд, массивных звездных скоплений и облаков межзвездного газа постепенно меняют характер движения компонентов двойной звезды: они либо катастрофически сближаются, либо удаляются друг от друга и навсегда теряют связь. При этом наблюдается любопытная закономерность: под действием гравитационных возмущений от пролетающих мимо звезд изначально далекие друг от друга компоненты двойных систем расходятся еще дальше, а изначально близкие – сближаются и в конце концов сливаются. Однако процесс этот длительный; внутренняя механическая устойчивость гарантирует двойным звездам долгую жизнь. Поэтому около половины всех звезд в Галактике объединены в двойные системы, размеры которых лежат в диапазоне от нескольких диаметров типичной звзды (~ 10 9м) до характерного межзвездного расстояния (~ 1016м).
Звездные системы высокой кратности (тройные и более сложные) представлены в Галактике не так широко. Причина очевидна: в отличие от устойчивого периодического движения двойной звезды система из трех и более тел имеет хаотическую внутреннюю динамику, чреватую взаимными сближениями компонентов и обменом между ними энергией. В результате кратная система быстро распадается на серию одиночных и двойных звезд. Впрочем, системы высокой кратности, имеющие иерархическую структуру, могут жить долго. Их члены упакованы по принципу матрешки: например, широкая система из двух тесных двойных звезд весьма устойчива. Такую двухуровневую систему представляет звезда ε Лиры. Известны и примеры более высокой иерархичности: одна из самых сложных систем – звезда Кастор (α Близнецов) – имеет шесть компонентов, распределенных на трех уровнях иерархии. Но поскольку каждый более высокий уровень требует существенного увеличения размера системы, в нашей Галактике населенность таких агрегатов ограничена несколькими десятками звезд [1]. Все более населенные скопления звезд имеют хаотическую структуру и динамику.
|
|
||||
|
|
Пример рассеянного скопления звезд известен многим – это симпатичная группа Плеяды (Стожары) на зимнем небе в созвездии Тельца. Хотя наш глаз замечает в ней в лучшем случае пять – шесть слабеньких звездочек, в телескоп их можно насчитать несколько сотен; это типичное рассеянное скопление. Термин «рассеянное» связан с их рыхлым внешним видом и в основном обязан малому числу звезд, среди которых всего несколько ярких, определяющих «лицо» скопления. В диске Галактики порядка 100 тыс. таких скоплений, но из них детально изучены лишь около 500. Возраст этих скоплений заключен в интервале 10 6 – 1010лет, но преобладают молодые: среди изученных всего около 50 имеют возраст более 1 млрд лет. Типичный размер рассеянного скопления – несколько парсеков (1 пк = 3.26 световых лет). Их массы измеряются пока не очень точно: они лежат в интервале 10 2 – 10 4 масс Солнца (М☼ = 2 ∙10 30 кг), а средняя масса рассеянного скопления близка к 10 3 М☼ [2].
Самые молодые рассеянные скопления возрастом
Шаровые звездные скопления населяют не только диск Галактики, но и весь объем окружающего его гало. Их диаметры заключены в пределах от 10 до 500 пк. Массы большинства шаровых скоплений лежат в диапазоне от 10 4 до 2 ∙10 6 М☼. Именно большому количеству звезд они обязаны своей правильной формой. По этой же причине, а также в силу своего положения вдали от непрозрачного галактического диска, шаровые скопления видны в самых дальних уголках Галактики. Сейчас в каталоги занесено около 150 шаровых скоплений; всего их в Галактике, как показывают расчеты, не более 180 [3]. Таким образом, система шаровых скоплений изучена практически полностью.
Возраст таких скоплений близок к хаббловскому возрасту Вселенной
От шаровых и рассеянных звездных скоплений, члены которых прочно связаны между собой взаимным притяжением,
принципиально отличаются звездные ассоциации и комплексы, имеющие большую протяженность и очень низкую плотность, но
демонстрирующие при этом несомненную генетическую связь своих членов. Наиболее известны группировки молодых массивных
звезд спектральных классов O и B, открытые в первой половине XX в. и названные
Рождение и молодость звездных коллективов
Какова связь между описанными выше группировками звезд и какова их роль в жизни Галактики? Именно эти вопросы
интересуют сейчас астрономов, изучающих звездные скопления. Дело в том, что научившись при помощи инфракрасных
телескопов заглядывать в недра космических облаков, туда, где рождаются звезды, мы увидели, что рождаются они большими
группами. Но что происходит с ними дальше? В период формирования они выглядят очень плотными и стабильными, но
почему же тогда не сохраняются надолго? Почему доля звезд Галактики, объединенных в звездные скопления, чрезвычайно
Оказалось, что в период формирования и ранней молодости звездного скопления существует несколько явлений, весьма быстро приводящих к его частичному или даже полному разрушению. Наиболее важное из них – выброс из формирующегося скопления остатков межзвездного газа. Это происходит сразу после рождения наиболее массивных звезд, обладающих очень мощным излучением, способным разогреть и даже ионизовать протозвездный газ. Образовавшийся горячий плазменный шар своим высоким давлением разрушает родительское облако, и новорожденная группа звезд оказывается «изъятой» из той «гравитационной ловушки», которой служило для него массивное облако.
Туманность Розетка (NGC 2244) – очень красивый объект диаметром около 100 световых лет (30 пк). В центре «розетки» – молодое звездное скопление, которое разогрело окружающий газ и уже изгнало его из центральной части облака. |
Предоставленную самой себе группу новорожденных звезд ожидает три возможных исхода. Первый, когда скорости хаотического движения звезд так велики, что они преодолевают взаимное притяжение и разлетаются от места рождения навсегда, – образуется расширяющееся «облако» молодых светил, или ассоциация. Второй, когда взаимного притяжения звезд достаточно, чтобы удержать их вместе, – образуется звездное скопление. И третий исход, когда медленно движущиеся звезды остаются на месте и формируют гравитационно связанное скопление, а более «шустрые» светила разлетаются в виде ассоциации.
Очевидно, в зависимости от конкретных условий, в различных областях звездообразования реализуются все три варианта.
Наблюдения показывают, что нередко звездное скопление находится в центре ассоциации, а она сама представляет
как бы корону, звезды в которой слабо связаны гравитацией как со скоплением, так и друг с другом. У некоторых
Медленные звезды, не способные преодолеть притяжение, начинают приближаться друг к другу и взаимодействовать все сильнее. Происходящий при этом процесс обмена энергией между ними впервые был описан на современном математическом языке английским астрономом Д. Линден-Беллом в 1967 г. и назван бурной релаксацией (violent relaxation). Но первая мысль об этом процессе родилась у Исаака Ньютона, обладавшего поразительным физическим чутьем. В известных письмах Ричарду Бентли он высказал несколько замечательных идей, в частности о гравитационной неустойчивости однородного вещества. Там же он нарисовал умозрительную картину, фактически предвосхитившую теорию звездной релаксации. В первом, наиболее известном письме к Бентли от 10 декабря 1692 г., формулируя идею о гравитационной неустойчивости, Ньютон описал идеальную картину коллапса: «Мне представляется, что если бы вещество нашего Солнца и планет, да и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно по всему небу и каждая частица обладала бы внутренне присущим ей тяготением ко всем остальным, а все пространство, по которому было бы рассеяно это вещество, было бы конечным, то вне этого пространства вещество под действием своего тяготения стремилось бы ко всему веществу внутри него и, следовательно, падало бы к центру пространства, и образовало бы там одну гигантскую сферическую массу».
Но уже в четвертом письме от 25 февраля 1693 г . великий физик доводит картину коллапса протозвездного вещества до более реалистического уровня: «Однако материя при падении могла бы собираться в множество круглых масс, наподобие тел планет, а те, притягивая друг друга, могли бы обрести наклонность спуска и в результате падать не на большое центральное тело, а в стороне от него, и, описав вокруг него полукруг, снова начать подниматься теми же шагами и ступенями движения и скорости, какими до того они опускались, на манер комет, обращающихся вокруг Солнца» [8].
Как известно, пролетающие через внутренние области Солнечной системы кометы при случайном взаимодействии с планетами часто изменяют свою траекторию так, что навсегда уходят за пределы планетной системы. Такая же судьба ждет многие звезды, проходящие близ центра скопления в период его первоначального сжатия: ведь при движении в нестационарном гравитационном поле энергия частиц не сохраняется. Численные модели показывают, что от 5 до 30 % всех звезд после этого навсегда покидают скопление с весьма большими скоростями. Вслед за этим происходят события иного рода, но имеющие те же последствия. Значительная доля массивных новорожденных звезд входит в состав тесных двойных систем, компоненты которых обращаются вокруг центра масс со скоростью в десятки километров в секунду. Спустя несколько миллионов лет после рождения одна из звезд в каждой паре заканчивает свою эволюцию, взрывается как сверхновая и теряет при этом большую часть своей массы; а ее соседка, имея большую орбитальную скорость и неожиданно лишившись притяжения партнера, вылетает, как камень из пращи, и покидает скопление навсегда.
В связи с этим можно вспомнить, что в областях звездообразования кроме медленно расширяющихся звездных ассоциаций
наблюдаются также «убегающие звезды» («runaway stars»), находящиеся за пределом ассоциации, но имеющие к ней прямое
отношение. Их движение указывает, что они покинули область формирования несколько миллионов лет назад и удаляются от
нее значительно быстрее, чем расширяется ассоциация. Например, звезды AE Aur и μ Col разлетаются из
области Трапеции Ориона со скоростью 130 км/с, а двойная система
Итак, по прошествии нескольких миллионов лет после рождения группы звезд в недрах космического облака оно разрушается новорожденными звездами, а сами звезды в большинстве своем покидают место рождения. Лишь меньшая их часть ( ~ 10 %) остается связанной в звездных скоплениях, время жизни которых измеряется уже сотнями миллионов и даже миллиардами лет.
Механизмы эволюции взрослых скоплений
После того как молодое звездное скопление рассталось с остатками родительского газа и быстрыми звездами, оно приходит в стационарное состояние, но все равно продолжает медленно терять звезды под действием процессов внутренней релаксации и под влиянием внешних гравитационных возмущений.
Двигаясь в стационарном гравитационном поле скопления, звезды время от времени сближаются друг с другом и под действием взаимного притяжения изменяют свои траектории и энергию движения. Звездная система, как и любая другая система взаимодействующих частиц, стремится со временем к термодинамическому равновесию и максвелловскому распределению энергии между частицами. Однако звездное скопление не колба с газом: у него нет стенок. Поэтому звезды, получившие в ходе обмена энергией большую скорость, вылетают из скопления навсегда, подобно тому, как испаряются молекулы из открытого стакана с водой. Астрономы называют это диссипацией звездных скоплений. Особенно активно происходит диссипация относительно мало массивных рассеянных скоплений: тысячи звезд полностью «испаряются» за несколько сотен миллионов лет.
Продолжая аналогию со стаканом воды, легко понять, что любое внешнее гравитационное воздействие влияет на скопление звезд подобно нагревателю, опущенному в воду, т. е. усиливает «испарение» молекул – звезд. Для рассеянных скоплений, движущихся в пределах галактического диска по почти круговым орбитам, главным источником гравитационных возмущений служат близкие пролеты гигантских молекулярных облаков с массами 10 5 – 10 6 М☼ [9]. При этом среднее время жизни рассеянного скопления в диске Галактики оказывается всего 3 ∙10 8 лет. Именно поэтому все известные рассеянные скопления так молоды – старые давно разрушились.
|
|
Для шаровых скоплений, большую часть жизни проводящих за пределами галактического диска, встречи с межзвездными облаками существенного значения не имеют, ибо происходят крайне редко [10]. Зато эти скопления регулярно пересекают плотный диск Галактики, попадая в его весьма неоднородное поле и испытывая при этом резкий «гравитационный удар». Такие удары ощутимо «нагревают» шаровое скопление, ускоряя его диссипацию и заставляя оставшиеся в скоплении звезды удаляться от центра (по аналогии с лабораторной физикой можно назвать это тепловым расширением скопления). В этом случае расширение звездного скопления чревато его распадом, поскольку неоднородное гравитационное поле Галактики вызывает приливы и стремится растянуть скопление вдоль направления на галактический центр. Поэтому распухшее скопление теряет звезды со своей периферии, которые некоторое время сопровождают его по галактической орбите (как метеорный рой сопровождает ядро кометы), а затем «растворяются» среди прочих звезд Галактики.
Еще один чрезвычайно любопытный эффект, влияющий на жизнь самых массивных шаровых скоплений, – это динамическое трение, тормозящее движение массивного тела, летящего сквозь рой легких частиц. Этот эффект хорошо известен физикам в случае кулоновского взаимодействия и с успехом используется в ускорительной технике для электронного охлаждения пучков быстрых протонов. В Галактике роль протона играет шаровое скопление, роль электронов – окружающие его звезды, а кулоновскую силу заменяет гравитация. Возмущая движение звезд и отдавая им свою энергию, скопление по спирали падает к центру Галактики. Чем ближе оно оказывается к плотному галактическому ядру, тем сильнее ощущает его приливное влияние и теряет от этого свои наружные слои. Так что до самого центра Галактики добирается в лучшем случае «огрызок» шарового скопления – его ядро, вносящее свой вклад в строительство галактического ядра [11].
Изучение описанных выше и многих других механизмов эволюции звездных скоплений привело к важным выводам об эволюции
Галактики в целом.
Работа поддержана Российским фондом фундаментальных исследований.
Проекты 98-02-30048, 00-15-96627, 00-02-17804.
Литература