<< 2. Динамика малых групп | Оглавление | 4. Динамика шаровых скоплений >>
3. Динамика рассеянных скоплений
Самые молодые рассеянные звездные скопления (РЗС) в диске Галактики формируются на наших глазах. Самые старые РЗС уже прожили несколько миллиардов лет. По данным наблюдений популяций РЗС разного возраста мы можем проследить эволюцию пространственно-кинематической структуры скоплений, их функции масс и ряда других характеристик.
Согласно современным представлениям, рассеянные скопления могут образовываться в результате иерархической фрагментации турбулентных межзвездных газовых облаков (см., например, статью Боннелла и др. [28]). В результате образуется много небольших групп звезд, которые взаимодействуют друг с другом и могут сливаться. В ходе эволюции формируются вытянутые структуры типа волокон.
Звездообразование происходит одновременно в различных частях облака. Здесь темные точки соответствуют формирующимся звездам. Турбулентность облака вызывает возникновение ударных волн, которые, в свою очередь, приводят к образованию волокнистых структур. Эти структуры фрагментируют на плотные ядра и отдельные звезды. Звезды «оседают» в локальные потенциальные «ямки» и образуют субскопления, на которые происходит аккреция газа и звезд. В дальнейшем субскопления сливаются, и образуется единое скопление приблизительно сферической формы с выраженной концентрацией звезд к центру и без явных признаков субструктуры. Скопление содержит более 400 звезд и по своим свойствам напоминает молодые звездные скопления, в частности скопление туманности Ориона (см., например, [29]).
Дальнейшая судьба скопления неразрывно связана с
эффективностью звездообразования
в газовом облаке,
породившем скопление (см., например, статьи Вайна и Боннелла [30];
Бойли и Кроупы [31], [32]; Гейера и Буркерта [33]).
Общий вывод из этих и других работ по моделированию динамики РЗС
с учетом выдувания газа из скопления состоит в следующем.
Если звездная составляющая и газовая компонента находятся в вириальном
равновесии, то для сохранения связанной группировки звезд после
удаления газа должно выполняться условие
.
Если начальная дисперсия скоростей звезд меньше вириальной,
то возможно формирование группы звезд с 
даже при
.
В особенности это касается ядер РЗС.
Выбрасываемые из ядер звезды в результате сближений с другими звездами
скопления могут переходить с радиальных орбит на трансверсальные.
Это обстоятельство также способствует сохранению связанной группировки
звезд даже при низкой эффективности звездообразования
-0.2.
Дальнейшая эволюция уцелевшей части звездного скопления определяется главным образом гравитационным взаимодействием звезд друг с другом и внешними полями Галактики и звездно-газового комплекса, в пределах которого сформировалось скопление. Определенную роль могут играть сближения новорожденного скопления с газовыми облаками и потеря массы звездами в виде звездного ветра.
Исследованиям динамики РЗС, содержащих от 50 до 500 звезд, в
рамках гравитационной задачи 
тел посвящены циклы работ Арсета
и Вилена, опубликованных в 70-е гг. прошлого века. Методика
численного моделирования подробно описана Арсетом в обзоре
[34] и монографии [35].
Динамическая эволюция РЗС во многом определяется теми начальными условиями (массы, координаты и скорости звезд), которые соответствуют эпохе формирования скопления как звездной системы. Для задания начальных условий обычно используют те или иные спектр масс, профиль плотности и распределение скоростей.
В качестве начальной функции масс часто используют распределение
Солпитера
при
. С
другой стороны, численное моделирование процесса формирования
звездных скоплений [28] показывает, что распределение масс
может быть не столь крутым и показатель степени
. Нередко берут начальную функцию масс более пологой для звезд
малых масс и более крутой - для массивных звезд.
Начальное распределение звезд в скоплении обычно полагают сферически симметричным. Рассматривались различные профили плотности: однородное распределение, модель Пламмера, модели Кинга и др.
Распределение скоростей обычно предполагают изотропным. Общее
расширение или сжатие системы определяется начальным значением
вириального коэффициента 
- отношения кинетической и
потенциальной энергий. Значение 
соответствует вириальному
равновесию, при 
скопление испытывает общее сжатие, а при
- расширение. Часто изучаются скопления, находящиеся в
равновесном состоянии.
Еще один параметр задания начальных условий - доля первичных двойных. Она может меняться от 0 до 100 %.
Современные комплексы программ изучения динамики РЗС,
такие как 
(см., например, [36]),
включают не только численное интегрирование уравнений движения
задачи тел, но и учет целого ряда дополнительных эффектов,
таких, как звездная эволюция, слияния звезд, внешнее поле Галактики и др.
К примеру, комплекс состоит из двух основных блоков:
интегратор 
для задачи тел и программа 
для расчета звездной эволюции одиночных звезд и тесных двойных систем.
Стыковка работы этих двух модулей производится с некоторым шагом по времени,
как правило, 
среднего времени пересечения скопления,
что составляет 
лет для типичных РЗС.
Другой пример программы с «наворотами» для моделирования
эволюции звездных скоплений - 
(Арсет [34],
[35]). В этой программе реализованы 
-регуляризация
двойных сближений [20], цепочная регуляризация [19]
кратных сближений звезд, а также схема Амада - Коэна [37] для
более точного учета взаимодействия звезд с их близкими соседями.
Звездная эволюция «зашита» в с помощью аналитических
аппроксимаций зависимостей характеристик звезд (масс, радиусов и
т. д.) от времени. Кроме того, в программе учитываются внешние
поля Галактики и газового облака, в котором рождается скопление.
Численные эксперименты, выполняемые с помощью программ
и , позволяют строить реалистичные модели РЗС
для широкого спектра начальных условий.
Основные черты эволюции РЗС:
- имеет место сегрегация масс - концентрация более массивных
звезд в ядре скопления;
- происходит формирование тесных двойных с неустойчивым
обменом веществом между компонентами, приводящим к их слияниям с
образованием «голубых бродяг»;
- диссипация звезд на ранних стадиях эволюции скопления происходит
в среднем с более высокими скоростями, чем в зрелом возрасте;
- уходы звезд происходят преимущественно в направлениях точек Лагранжа
и 
в системе Галактика-скопление;
- под действием приливного поля Галактики внешние части скоплений
становятся сплюснутыми в направлении, ортогональном плоскости Галактики,
и несколько меньше в направлении галактического вращения;
при этом центральные области сохраняют сферическую симметрию;
- звезды, ушедшие из скопления на стадии выметания газа,
формируют движущуюся группу.
Представляет интерес сопоставление полученных из численного моделирования пространственно-кинематических и астрофизических характеристик скоплений с данными наблюдений РЗС. Такое сравнение было проведено, в частности, авторами [36], [38]. В качестве «подопытных кроликов» были выбраны молодые РЗС (скопление в туманности Ориона - ONC и Плеяды); скопления умеренного возраста (Ясли и Гиады) и «пожилые» скопления (NGC 3680). Отмечено согласие результатов на качественном уровне. Некоторые расхождения в степени сжатия, функции светимости, относительном содержании отдельных популяций звезд (например, белых карликов и гигантов) могут объясняться как особенностями формирования скоплений, так и эффектами наблюдательной селекции.
Заметим, что наряду с моделированием динамики РЗС в рамках задачи
тел существуют возможности теоретического изучения их
эволюции. Один из таких подходов развивается в работах Осипкова
(см., например, [39]). Рассматриваются уравнения для вековой
эволюции глобальных параметров скопления, таких, как вириальный
коэффициент, компоненты тензоров инерции и дисперсий остаточных
скоростей и т. п. При этом учитывается приливное поле Галактики в
линейном приближении. Определяются собственные частоты малых
«вириальных» колебаний относительно положения равновесия. В
нелинейном случае эти уравнения, по-видимому, придется
интегрировать численно.
<< 2. Динамика малых групп | Оглавление | 4. Динамика шаровых скоплений >>
|
Публикации с ключевыми словами:
Небесная механика - звездная динамика - звездное скопление
Публикации со словами: Небесная механика - звездная динамика - звездное скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
