<< 1. Введение | Оглавление | 3. Динамика рассеянных скоплений >>
2. Динамика малых групп звезд
Наблюдения областей звездообразования и молодых звезд типа T Tauri позволяют сделать вывод, что, по-видимому, большая часть звезд образуется в составе малых групп (см. например, [1] и ссылки в ней). Современные численные эксперименты по фрагментации молекулярных облаков показывают, что в результате этого процесса могут образовываться неиерархические звездные системы с разным числом компонентов (см., например, [7],[8]). Гравитационное взаимодействие между членами группы может приводить к ее распаду. В результате распада молодых кратных неиерархических звездных систем, согласно гипотезе ван Альбада [2], выдвинутой в конце 60-х гг. прошлого века, могут образовываться наблюдаемые широкие двойные и кратные звезды. Характерные размеры таких групп составляют порядка 100-1000 а. е., а количество звезд в них может быть разным: от нескольких штук до нескольких десятков.
Изучать динамическую эволюцию неиерарических кратных звездных систем можно
разными методами. Численные методы позволяют проследить траектории динамических
систем с конкретными начальными условиями в фазовом пространстве.
Для того чтобы получить представление о характеристиках процесса динамической
эволюции, требуется рассматривать набор систем и производить статистическую
обработку результатов интегрирования. Аналитические методы позволяют получить
характеристики процесса в зависимости от начальных условий задачи,
однако, они разработаны только для некоторых случаев задачи 
тел.
Возможен и полуаналитический подход основанный на комбинации результатов
аналитического подхода и численного интегрирования.
Наиболее хорошо изучен случай, когда число компонентов в системе
. Известна статистическая теория распада тройных систем
[9]-[11], позволяющая получить распределения
орбитальных параметров финальной двойной и скорости (кинетической
энергии) уходящей звезды. Уточнение этой теории стало возможно с
помощью полуаналитического подхода Микколы, Валтонена и Карттунена
([12],[13]). Численное моделирование динамической
эволюции тройных систем проводилось и проводится рядом авторов
(см., например, обзоры Аносовой и Орлова [14], Валтонена и
Микколы [15], монографию Валтонена и Карттунена [13] и
ссылки в них) и служит как для проверки предсказаний аналитической
теории, так и для детального исследования продуктов распада
тройных систем и процесса распада.
Изучение динамической эволюции неиерархических систем более высокой кратности производится в основном численными методами. Первые работы были выполнены ван Альбадой и Харрингтоном в конце 60-х и начале 70-х гг. ([2],[16],[17]). Ими, а также авторами, исследовавшими динамику тройных систем, были выделены особенности динамической эволюции неиерархических кратных систем.
- Характерные времена жизни систем, то есть времена, за которые первоначальные
системы распадутся до устойчивых конфигураций (финальная двойная, устойчивая
тройная система или устойчивая система большей кратности) составляют несколько
десятков начальных времен пересечения системы.
- Динамическая эволюция завершается, как правило, формированием двойной
системы (примерно в половине случаев), состоящей в большинстве случаев из
двух наиболее массивных звезд первоначальной системы.
- Тесные двойные системы образуются редко.
- Сближения между звездами перераспределяют энергию системы таким образом,
что некоторые звезды (как правило, более легкие) уходят из системы.
- Устойчивость кратных систем достигается за счет иерархии
(вероятность формирования тройных систем
).
- Распределение эксцентриситетов финальных двойных можно описать законом
, что согласуется с предсказаниями статистической теории распада
тройных систем.
Следует отметить, что результаты, перечисленные выше, были
получены на основе относительно малой статистики и для
ограниченного числа начальных условий. Это было вызвано как
несовершенством вычислительной техники того времени, так и
отсутствием специальных методов интегрирования задачи тел. Для
численного интегрирования уравнений движения, как правило,
использовались те же методы, что и для решения обыкновенных
дифференциальных уравнений. Основные трудности при численном
интегрировании задачи тел связаны с корректной обработкой
тесных двойных и кратных сближений. В таких ситуациях уменьшение
расстояния между телами приводит к росту сил, действующих между
телами, что в свою очередь, вынуждает уменьшать шаг интегрирования
для сохранения заданной погрешности решения. Уменьшение шага
интегрирования приводит к резкому увеличению затрат машинного
времени на вычисление правых частей уравнений движения. Для
преодоления этих трудностей в задаче тел, где не очень
велико, был разработан ряд методов регуляризации уравнений
движения (регуляризация тройных сближений методом Арсета -Заре
[18], цепочная регуляризация Микколы - Арсета [19]).
Основная идея методов регуляризации состоит в преобразовании
уравнений движения к такому виду, в котором правые части уравнений
не возрастают даже в случае тесных сближений. В перечисленных
методах это достигается переходом к четырехмерным координатам и
импульсам с использованием преобразования Кустаанхеймо -Штифеля
[20] и преобразованием времени. При этом в описанных методах
уравнения движения в новых переменных сохраняют канонический вид.
Однако следует отметить, что регуляризацию всей системы уравнений
целесообразно применять в случаях, когда число тел в системе не
очень велико (как правило, не более 25) из-за более сложных формул
расчета правых частей уравнений в регуляризованных переменных.
Разработка новых методов численного интегрирования гравитационной
задачи тел, растущее быстродействие вычислительной техники, а
также численные эксперименты по фрагментации молекулярных облаков
до некоторой степени послужили причиной возобновления интереса к
динамике неиерархических кратных звезд в 90-х гг.
[21]-[26]. Основные результаты вычислений 70-х гг. были
подтверждены, а также был получен ряд новых результатов.
- Динамическая эволюция неиерархических кратных систем, как
правило, заканчивается образованием финальной двойной (примерно в
половине случаев). Вероятность формирования устойчивой тройной
системы также высока (
).
- Распределения эксцентриситетов формирующихся двойных систем могут быть
описаны законом .
- В устойчивых тройных системах эксцентриситеты внешних двойных в
среднем меньше эксцентриситетов внутренних двойных (соответствующие
средние значения составляют
и
).
- Устойчивые тройные системы обладают довольно сильной иерархией
(отношение больших полуосей внешних и внутренних двойных составляет в
среднем 20:1).
- Преобладают тройные системы с прямыми движениями.
- Орбитальные параметры образующихся двойных систем (диапазон значений
больших полуосей, распределение эксцентриситетов) в целом согласуются
с параметрами наблюдаемых широких двойных.
- В ходе динамической эволюции довольно часто происходят уходы
одиночных звезд с большими скоростями (до нескольких десятков
км/с). Таким образом, существование молодых звезд-«бегунов»
можно объяснить уходами одиночных звезд при динамическом распаде
молодых кратных систем.
Описанные выше результаты были получены в предположении, что динамическая эволюция неиерархических кратных звездных систем обусловлена только гравитационным взаимодействием между компонентами системы. При этом считалось, что звезды взаимодействуют друг с другом как материальные точки. В ряде случаев [25], [26] учитывалась возможность слияний звезд с образованием новой звезды. Реальные молодые кратные системы погружены в родительское газопылевое облако, поэтому может идти интенсивная аккреция газа на молодые звезды. Также на динамику систем может влиять динамическое трение звезд о межзвездную среду. Так в работе [27] произведено моделирование динамической эволюции неиерархических кратных систем с учетом перечисленных эффектов. Представленные авторами результаты подтверждают основные тенденции динамической эволюции неиерархических кратных систем, перечисленные выше.
<< 1. Введение | Оглавление | 3. Динамика рассеянных скоплений >>
|
Публикации с ключевыми словами:
Небесная механика - звездная динамика
Публикации со словами: Небесная механика - звездная динамика | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
