Далекая Вселенная. Образование и эволюция звёздных скоплений

Далекая Вселенная. Образование и эволюция звёздных скоплений

Шаровые и рассеянные звездные скопления не являются бесстолкновительными системами. Вследствие большей плотности скоплений каждая звезда в них испытывает за время существования скопления, по крайней мере, несколько тесных сближений и множество далеких сближений с другими звездами. Время между «столкновениями» все же превышает время обращения звезд по орбитам, размеры которых сравнимы с размерами скопления, так что за один оборот звезда лишь с малой вероятностью испытает сближение с какой-либо другой звездой. Можно сказать, что длина свободного пробега звезды, т. е. путь между двумя сближениями с другими звездами, заметно больше размера всей системы. Эти обстоятельства и определяют характер эволюции звездных скоплений. В звездных скоплениях возможна релаксация посредством парных сближений звезд. Эти системы стремятся к состоянию равновесия и приближаются к нему настолько, насколько это вообще возможно в гравитирующих системах.

Звезды приобретают в результате распределение по скоростям, близкое к универсальному максвелловскому распределению, о котором мы уже упоминали. Но сближения звезд неизбежно приводят к тому, что время от времени какая-то одна из них случайно получает такую большую скорость, что, преодолев притяжение других звезд, оказывается способной уйти из системы. Поэтому, в отличие от газа, в распределении звезд по скоростям не хватает самых быстрых звезд на высокоскоростном «хвосте» их распределения. Дефицит быстрых звезд составляет примерно одну сотую от общего числа звезд системы. Такое неизбежное и неисчезающее отклонение от равновесного состояния, связанное с постоянным «испарением» звезд, — отличительная черта гравитирующей системы. В ходе «испарительной» эволюции звездные скопления становятся все более неоднородными по плотности, в них формируются компактные центральные области, ядра, окруженные сравнительно разреженными гало. Потеря звезд скоплением может завершиться со временем его полным распадом и рассеянием, как это впервые показал В. А. Амбарцумян в 1938 г.

Общая теория динамической эволюции звездных систем, сопровождающаяся релаксацией и «испарением» наиболее быстрых звезд, разрабатывалась в 40-е — 50-е годы Ш. Чандрасекаром, К. Ф. Огородниковым, Л. Э. Гуревичем, Б. Ю. Левиным, Т. А. Агекяном. Один из наиболее важных ее результатов состоит в том, что благодаря «испарительной» эволюции многие звездные скопления или группы, первоначально формировавшиеся в галактике, могли почти полностью разрушиться, а их звезды рассеяться и размешаться по общему объему системы, что и наблюдается в реальных галактиках. Иная судьба ожидала, по-видимому, плотные скопления звезд, формировавшиеся в центральных областях галактик. По мере «испарения» из них наиболее быстрых звезд происходило общее сжатие таких скоплений. Из-за этого парные сближения звезд случались в них все чаще и чаще, причем звезды в таких случаях довольно близко подходили уже друг к другу. Наконец, на определенной стадии эволюции системы стали возможны прямые столкновения звезд друг с другом. При таких столкновениях звезды приходят в непосредственный контакт, и ясно, что при этом может сильно измениться их внутреннее строение: звезды могут деформироваться, разбиться на части или, наоборот, слипнуться. Вероятнее всего «обдирание» внешних слоев звезд; освобождающийся при этом газ сначала рассеивается по системе, а затем должен оседать к ее центру, претерпевая там гравитационную конденсацию и фрагментацию.

В результате становится возможным формирование молодых звезд, образующих яркую и плотную, концентрированную подсистему. При определенных условиях (например, при высокой температуре газа) формируется не звездная подсистема, а единая сверхмассивная звезда. Если исходное звездное скопление было достаточно массивным и содержало, например, 109—1010 звезд, то и сверхмассивная звезда могла иметь массу 109—1010 солнечных масс. Главная особенность такой звезды — очень интенсивное излучение. При массе, например, 108 масс Солнца светимость звезды составляет 1039Вт, так что сверхмассивная звезда, образующаяся, если это оказывается возможным, в центральной плотной области такой звездной системы, как крупная эллиптическая галактика, может увеличить светимость системы в целом в десятки и сотни раз. (Напомним, что светимость нашей Галактики составляет приблизительно 3

1037Вт.) Сверхмассивная звезда светит за счет своей гравитационной потенциальной энергии, постепенно сжимаясь. На заключительном этапе сжатия наступает коллапс, т. е. неудержимое падение вещества к центру, не останавливаемое никаким противодавлением, и образуется черная дыра. Но и после этого центральная область системы может еще долго излучать энергию, которая черпается теперь из энергии газа и звезд, разгоняющихся до больших скоростей и сталкивающихся друг с другом при падении на такую сверхмассивную черную дыру. Картина эволюции звездных систем на стадии контактных столкновений включает в себя и еще целый ряд важных процессов. Так, столкновения звезд, когда они имеют неупругий характер, могут сопровождаться слипанием звезд.

Образующиеся таким путем более массивные звезды быстрее эволюционируют и за время ~106 лет в системе могут, как полагает С. Колгейт, происходить множественные вспышки сверхновых. Это также приводит к значительному повышению светимости системы. Затем вспыхнувшие звезды превращаются в нейтронные звезды, пульсары, а самые массивные из звезд коллапсируют до состояния черных дыр. К светимости системы добавляются при этом излучение пульсаров и поток энергии от аккреции вещества черными дырами. По своим внешним проявлениям центральные области концентрированных звездных систем на стадии контактных столкновений напоминают квазары или активные ядра галактик (см. работы Э. А. Дибая (1977) и Ф. Хойла (1968)). Данная, отличающаяся чрезвычайной сложностью, проблема составляет сейчас предмет многочисленных исследований.