Две противоположные точки зрения, рассматривающие происхождение звезд: первая — как процесс сжатия мас­сивного диффузного облака и вторая — как процесс распада сверхплотного вещества, сходятся в одном. Общепризнанно, что звезды формируются не в одиночку, а группами, скоплениями. Компенсация звезд в массивном диффузном облаке должна происходить практически одновременно, и при этом сформировавшиеся звезды обра­зуют скопление. Распад сверхплотной материи, сопровож­дающийся передачей скоростей образующимся звездам, в результате чего они выбрасываются из некоторой обла­сти, также можно считать образованием коллектива, скопления.

Не существует механизма, который вызывал бы объединение в скопления не связанных поначалу между со­бой отдельных звезд. Поэтому звезды любого наблюдаемого скопления, рассеянного или шарового, должны были сформироваться вместе, образовав скопление уже в пер­вый момент после формирования.

А распад уже существующих звездных  скоплений, выбрасывание из них отдельных звезд, происходить должен. Механизмы, управляющие такими процессами, под­робно изучены, доказано, что они эффективно действова­ли в ходе эволюции звездных скоплений.

Число рассеянных скоплений, имеющихся в настоящее время в Галактике, оценивается приблизительно в 306000, среднее число звезд в рас­сеянном скоплении можно считать близким к 300, общее число звезд, содержащихся во всех рассеянных скопле­ниях, должно быть порядка 10 миллионов. Это только одна десятитысячная доля стомиллиардного населения диска Галактики. Поэтому нужно сделать вывод, что по­давляющая часть сформировавшихся в прошлом рассеян­ных скоплений уже распалась или (обратим внимание и на такую возможность) так изменилась, что перестала наблюдаться как рассеянные скопления.

Если бы процесс формирования и распада рассеянных скоплений в Галактике был процессом равномерным, не ускоряющимся и не замедляющимся, то отношение времени существования Галактики (приблизительно 1010лет) к среднему времени распада рассеянного скопления t должно было бы равняться отношению общего числа звезд в диске Галактики к числу звезд, содержащихся в нас­тоящий момент во всех рассеянных скоплениях. t должно было быть равно од­ному миллиону лет. Изучение механизмов распада рассеянных скоплений показывает, что среднее время рас­пада в З0-50 раз больше. Из этого следует важный вывод, что формирование рассеянных скоплений, а следо­вательно и формирование звезд, в прошлом происходило значительно интенсивнее, чем в настоящее время. В наше время процесс звездообразования в Галактике уже затухает.

Общее число шаровых скоплений в Галактике заклю­чено между 150 и 200. Если принять его равным 175, а среднее число звезд в одном шаровом скоплении рав­ным 600000, то общее число звёзд, содержащихся в ша­ровых скоплениях должно оцениваться в 100 миллионов. Число звезд в гало Галактики, т. е. в областях Галактики, значительно удаленных от галактической плоскости, тоже оценивается в несколько сотен миллионов. Так как шаровые скопления входят в состав гало, то нужно сделать вывод, что звезды поля гало — это бывшие члены шаровых скоплений, диссипировавшие, покинувшие в прошлом эти скопления. Возрасты шаровых скоплений оцениваются в несколько, до десятка, миллиардов лет. В Галактике нет молодых шаровых скоплений. Пример шаровых скоплений тоже указывает на то, что процесс звездообразования в Галактике раньше, несколько мил­лионов лет назад, был более бурным, чем в наши дни.

Изучение процессов диссипации (ухода звезд), кото­рые должны происходить в звездных скоплениях, пока­зывает, что нужно отдельно рассматривать механизм, действующий на ранней стадии эволюции скопления, и от­дельно механизм, удаляющий звезды из скопления, когда оно уже достигло квазистационарного состояния. Эти ме­ханизмы несколько различны. Рассмотрим их.

Шаровые и рассеянные скопления не обнаруживают заметного вращения и их форма очень близка к сфериче­ской. Поэтому если они образовывались путем конденса­ции в массивной диффузной туманности, то каждая звез­да, сформировавшись как сгусток материи в поле туман­ности, под действием общего притяжения туманности устремлялась к ее центру. До образования сгустка мате­рии, из которой сформировалась звезда, удерживало на месте газовое давление, уравновешивавшее силу притя­жения к центру туманности. На образовавшийся сгусток газовое давление уже не действует, и звезда начинает двигаться, повинуясь только силе тяготения.

Все траектории звезд на этой первоначальной стадии эволюции почти прямолинейные, проходящие почти точ­но через центр инерции скопления. Мы пишем «почти», потому что на самом деле у туманности неизбежны не­большие отклонения от сферической формы и, кроме то­го, процесс конденсации звезд в ней тоже не должен стро­го подчиняться закону сферического распределения.

Исследования динамики сферических звездных скоп­лений с прямолинейными радиальными траекториями по­дмазывает, что в непосредственной близости около центра инерции средняя скорость звезд должна быть равна

ύ = 0,064 (nm/ρ)1/2(lg(1/x))1/3 км/с             (1)

где m — масса звезды, выраженная в единицах массы Солнца (для простоты предполагается, что массы звезд одинаковы), п — число звезд в скоплении, ρ — радиус скопления, выраженный в парсеках, х — отношение рас­стояния до центра к радиусу скопления. Формула верна для области скопления около ее центра инерции, следова­тельно, x — малая величина. Выражение (1) показыва­ет, что при приближении к центру инерции системы ско­рости звезд возрастают.

Звездная плотность вблизи центра инерции системы оказывается равной

D = 0,057(nm/ ρ3)x-2 (lg(1/x))1/3          (2)

единиц солнечных масс в кубическом парсеке. Плотность очень быстро растет при приближении к центру инерции.

Если подставить значения ύ и D в выражение для времени релаксации Т2 = ύ3/200G2m2D и учесть численное значение постоянной тяготения G, то получим

Т2 = 1,2·106(nρ3/m)1/2x2(lg(1/x))4/3лет.         (3)

    Следовательно, время релаксации вблизи центра очень мало. Это означает, что при прохождении около центра инерции скопления звёзды успевают сильно провзаимодействовать между собой, обменяться энергиями.

У некоторой части звезд скорости резко возрастают, становятся больше критической, и звезды покидает скоп­ление. Происходит бурное выбрасывание их в звездное поле. Этот процесс тем более бурный, чем ближе к цент­ру инерции проходят траектории звезд в самом начале процесса, т. е. чем меньше наименьшее значение х.

По мере того как звезды выбрасываются из централь­ной области скопления, траектории звезд, оставшихся в скоплении, но испытавших взаимодействия, становятся все более отличными от прямолинейных, уплотнение близ центра скопления ослабевает, и бурная диссипация звезд на начальной стадии эволюции затухает и прекра­щается.

Вычисления показывают, какой процент звезд поки­дает скопление на начальной стадии эволюции в зави­симости от наименьшего значения х в начале про­цесса:

 

Так как шаровые скопления содержат много сотен тысяч звезд и их форма очень близка к строгой сферичности, значение х у них в начальный момент эволюции
должно было быть весьма малым, и согласно приведенной таблице они должны были потерять больше половины своих звезд в процессе бурной диссипации. Эти звезды,
ушедшие из шаровых скоплении, образовали гало Галактики.

Когда процесс бурной диссипации шаровых скоплений заканчивается и они приближаются к квазистационарно­му состоянию, дальнейший уход звезд из них практиче­ски прекращается. Время релаксации шаровых скопле­ний, подсчитываемое по формуле Т2 = ύ3/200G2m2D, весьма велико, и за 1010 лет (время, сравнимое со временем существова­ния Вселенной) они должны терять меньше 1% своего звездного состава. Шаровые скопления неограниченно долго останутся системами гравитирующих, т. е. притягивающих друг друга, тел, и будут наблюдаться да тех пор, пока входящие в них звезды не израсходуют через излучение всю содержащуюся в них внутриатомную энергию.

Иная судьба у рассеянных скоплений. Так как число звезд в них невелико и составляет лишь несколько сотен, случайные отклонения от сферической формы должны быть у них больше, чем у шаровых скоплений, траекто­рии звезд сильнее отличаются от прямых и начальное значение наименьшего х больше. Поэтому диссипация на первой стадии эволюции у них протекает менее бурно. В итоге рассеянные скопления теряют всего несколько процентов .своих звезд. Но, в отличие от шаровых скопле­ний, диссипация рассеянных скоплений не прекращается после достижения ими квазистационарного состояния. По формуле Т2 = ύ3/200G2m2D можно подсчитать, что время релаксации у среднего рассеянного скопления составляет несколько десятков миллионов лет. За время релаксации в среднем 1% звезд приобретает скорость большую критической и полностью покидает скопление. При этом по мере ухода звезд время релаксации уменьшается, и процесс ухода звезд ускоряется.

Кроме того, за время релаксации около 2% звезд при­обретает скорость хотя и меньшую критической, но до­статочную, чтобы отойти от скопления на значительное расстояние. Если бы не было звезд галактического поля и самой Галактики, то такая удалившаяся на конечное рас­стояние звезда под действием притяжения скопления вернется назад, войдет в тело скопления и в результате взаимодействий с его членами испытает торможение, ос­танется внутри тела скопления. Отдаление от скопления и возвращение в него происходило бы по почти прямоли­нейной траектории. Наличие звездного поля Галактики изменяет положение. В области наибольшего удаления отошедшая от скопления звезда движется очень медленно, находится на этом участке пути очень долго. В течение этого длительного времени звезды поля, взаимодействуя с отошедшей от скопления звездой, успевают сообщить ей некоторую скорость. Величина составляющей этой скоро­сти, перпендикулярной к направлению на скопление, до­статочна, чтобы при возвращении к скоплению звезда не вошла в его основное тело, а прошла около скопления и, не испытав поэтому торможения, снова отошла примерно на такое же расстояние. Этот процесс ведет к образова­нию у скопления «короны» — разреженной оболочки из звезд, обращающихся с очень малыми скоростями около центрального тела скопления. Явление корон у звездных скоплений было впервые в результате наблюдений обна­ружено и исследовано П. Н. Холоповым и Н. М. Артюхиной.

Так постепенно часть звезд уходит из центрального тела скопления вовсе, а другая, несколько большая, переходит в корону. За срок в 1—3 миллиарда лет, в зависи­мости от первоначального числа звезд в скоплении, его центральное тело полностью диссипирует, на его месте останется лишь двойная звезда. Останется и корона. Но звездная плотность в короне очень мала, она намного меньше даже звездной плотности в поле галактики. Не­большое добавление звездной плотности короны к звезд­ной плотности галактического поля при наблюдениях не может быть обнаружено как уплотнение звезд на небес­ной сфере и становится как бы невидимым.

Однако у звезд короны сохраняется важная  общая черта. Скорость каждой  звезды  короны  относительно центра инерции скопления была очень мала, и поэтому
скорости звезд короны должны мало различаться между собой.

Такие образования, обстоящие из разбросанных звезд, имеющих одинаковые пространственные скорости, наблю­даются, изучены и получили название движущихся скоп­лений. Наиболее примечательным из них является дви­жущееся скопление Большой Медведицы. Измерение соб­ственных движений семи ярких звезд, образующих всем хорошо известный ковш созвездия, показало, что пять из них (из которых одна двойная) имеют общее собственное движение. Практически те же собственные движения еще у семи более слабых звезд созвездия. Эти данные приведены в таблице, где в третьем столбце дана вели­чина собственного движения μ звезды, в четвертом — угол 0 между направлением от звезды на северный полюс и направлением собственного движения звезды, в пя­том—видимая звездная величина звезды, а в шестом — ее спектральный класс.

Равенство пространственных скоростей группы звезд должно проявляться, строго говоря, не в равенстве их собственных движений, а в том, что продолжения их собственных движений должны пересекаться в одной точке. Это хорошо известное свойство перспективы, которым, например, пользуются художники и чертежники, когда рисуют параллельные улицы или стороны улиц вдоль прямых, пересекающихся в одной точке. Точка неба, в ко­торой пересекаются продолжения собственных движений звезд движущегося скопления, называется радиантом скопления. Конечно, они пересекаются не строго в одной точке: все-таки пространственные скорости звезд движу­щегося скопления немного различны. Кроме того, сказы­ваемся то, что собственные движения определяются с не­которыми ошибками. Тем не менее общность простран­ственных скоростей перечисленных звезд не вызывает сомнений. В этом нас убеждает и то, что соблюдается за­кон, согласно которому при равенстве пространственных скоростей величины собственных движений должны быть пропорциональны синусам углов между направлениями на звезду и на радиант. Более того, как нетрудно понять величины лучевых скоростей у таких звезд должны быть пропорциональны косинусам тех же углов. У звезд дви­жущегося скопления Большой Медведицы лучевые скорости измерены, и они замечательным образом под­тверждают равенство пространственных скоростей этих звезд.

Объем пространства, который занимают звезды дви­жущегося скопления Большой Медведицы, равен прибли­зительно 300 кубическим парсекам. Следовательно, звезд­ная плотность этого скопления составляет около 0,047 звезды на кубический парсек, она в три раза меньше звездной плотности поля Галактики. Только механизм распада рассеянного скопления, сопровождающийся обра­зованием вокруг него исчезающего центрального тела ко­роны, может объяснить явление столь разреженного кол­лектива звезд, имеющих одинаковые пространственные скорости.

Нужно сказать, что еще около сотни звезд, располо­женных вокруг созвездия Большой Медведицы, имеют пространственные скорости, очень близкие к скорости его движущегося скопления. Несомненно, что несколько де­сятков из них также являются членами движущегося скопления Большой Медведицы. Но эти звезды, располо­жены внутри очень большого объема, содержащего сотни тысяч звезд, среди которых некоторые случайным обра­зам должны иметь скорости, близкие к скорости членов скопления. Поэтому уверенно отделить члены скопления от звезд, случайно, имеющих те же скорости, — задача трудная и пока еще неразрешимая.

Кроме движущегося скопления Большой Медведицы известны еще несколько движущихся скоплений, облада­ющих примерно теми же характеристиками, но они изу­чены менее подробно. Это скоплений в Персее, Волосах Вероники и Скорпионе —  Центавре.

Малое число известных движущихся скоплений объяс­няется трудностью их выявления. На самом: деле число их должно быть очень велико и равняться числу всех сформировавшихся и распавшихся за время существова­ния Галактики рассеянных скоплений. Диск Галактики в значительной степени состоит из проникших друг в друга движущихся скоплений.
 

Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем форуме о космосе.

Т.А.Агекян «Звезды, Галактики, Метагалактики» 1981 год. Издание третье, переработаное и дополненое