Динамическое трение

.

Индийский астрофизик-теоретик Субраманьян Чандрасекар, нобелевский лауреат, в основном работавший в США, обнаружил в 1943 году любопытный звёздно-динамический эффект, который он назвал динамическим трением. Суть этого эффекта очень проста — странно, что его не обнаружили раньше.
Представим себе массивную частицу — это может быть одна громадная звезда или целое звёздное скопление, — которая летит через пространство, наполненное маленькими лёгкими звёздочками (как говорят астрономы, летит через звёздное поле). Каждая звезда, притягиваясь к этому массивному объекту, облетает его сзади по гиперболической траектории.

Таким образом, звёзды, которые впереди объекта были рассеяны однородно, позади него как бы уплотняются в кильватерный след и создают избыточную плотность. Этот «хвост» всегда висит позади скопления, поэтому существует нескомпенсированная сила притяжения, которая тормозит массивный объект. Чем больше его масса, тем выше тормозящее ускорение. С сохранением энергии всё в порядке: она передается встречным звёздам, которые после облёта массивного объекта получают прибавку скорости. Кстати, такой «фокус» — разгон космического зонда, облетающего на встречном курсе планету, — хорошо известен и часто используется в космонавтике.
Эффект динамического трения приводит к тому, что звёздное скопление, двигаясь в Галактике, хотя и не испытывает прямых соударений с окружающими звёздами поля, но всё равно тормозится, теряет энергию и постепенно, по спиральной траектории приближается к центру Галактики. Поэтому за конечное время все шаровые скопления, а в первую очередь — самые массивные, должны упасть к центру нашей звёздной системы, разумеется, если они до этого не испарятся.
На плоскости R—М (рис. 9) можно провести «линию жизни», которая отделит лёгкие и далёкие от центра Галактики скопления, медленно тормозящиеся и долго падающие, от более массивных, сильнее тормозящихся и быстрее падающих в центр Галактики. Наблюдения находятся в согласии с теорией: чем дальше от центра, тем более массивные скопления выживают, а вблизи центра Галактики их уже нет.
Таким образом, под действием двух описанных эффектов — испарения звёзд и торможения за счёт динамического трения — скопления на этой плоскости движутся по некоторым фазовым траекториям: лёгкие скопления испаряются, тяжёлые — падают к центру Галактики. Есть и другие эффекты, приводящие к разрушению звёздных скоплений, но эти два — главные.
Я подробно рассказываю об эволюции звёздных скоплений, конечно, потому, что они — мой любимый объект изучения. Но и вполне объективно очень важно представлять судьбу древнейших галактических образований, какими являются шаровые звёздные скопления. Возможно, что они сформировались ещё до Галактики и поэтому «помнят» самую раннюю эпоху жизни Вселенной. К сожалению, родилась Вселенная так давно, около 15 млрд, лет назад, что жернова истории перемололи почти все факты. Даже от динозавров, которые менее 0,2 млрд, лет лежат в земле, уже почти ничего не осталось, а звёздные системы в десятки раз старше, поэтому восстановить их историю намного сложнее, чем историю динозавров. Шаровые скопления дают нам шанс заглянуть в глубокую историю Вселенной, и астрономы пытаются им воспользоваться. В этой работе уже сделано много находок и много ошибок. Не всегда мы правильно понимаем, какие свойства звёздных скоплений — врождённые, унаследованные от эпохи их формирования, а какие — благоприобретённые, связанные с их длительной эволюцией. В этой области много интересных задач для любителей звёздной динамики и астрофизики. Надеюсь, что некоторые из них решите вы.

Комментарии закрыты.