Cтраница 1
Столкновения звезд вместе с естественными потерями массы в ходе их эволюции являются важным источником горячего газа в скоплении. Часть этого газа может покидать скопление. Оставшийся газ может перемешаться в центр и частично перерабатываться в новые звезды. Чтобы обозначить возможные направления завершения этого процесса, в следующих главах дается краткое описание некоторых типов взаимодействия звезд с газом. Столкновение звезд Может представлять собой механизм формирования новых звезд из старых ли даже лежать в основе процесса образования квазаров. [1]
Это был ученый с необузданным воображением, способный размышлять одновременно о столкновениях звезд, силах молекулярного притяжения и лечебных свойствах хлора. [2]
В некоторых из ранних гипотез о природе новых звезд предполагалось, что энергия излучается при столкновениях звезд за счет энергии их движения. Эта точка зрения в свете данных новых наблюдений представляется совершенно несостоятельной, хотя бы потому, что вспыхивают как новые лишь звезды определенного вида, а столкновения, даже если бы они были достаточно частыми, должны случаться у звезд любых типов. По этой же причине неверны и другие гипотезы, объясняющие вспышку новой звезды случайными внешними воздействиями. [3]
Оба времени колоссально велики, они на много порядков превышают и время существования Метагалактики ( z & Ю10 лет), и время, в течение которого звезды могут светить, сжигая свое ядерное горючее. Поэтому в нашей Галактике столкновения звезд настолько редки, что можно считать, что они практически не происходят. [4]
Необходимое условие убегания атома или иона из скопления состоит в том, что его энергия должна примерно вдвое превышать среднюю энергию хаотического движения звезд в расчете на один атом. Достаточные условия убегания определяются средней длиной свободного пробега между столкновениями. Из табл. 6 видно, что в обычных системах, где время столкновения звезд гораздо меньше хаббловского времени, газ должен нагреваться до 5 - 107 К. Примерно такую энергию вследствие столкновений получает большая часть газа, поэтому частицы, принадлежащие высокоэнергетическому хвосту, получающегося в результате этих столкновений распределения, могут легко покинуть пределы скопления. [5]
Падающий на центр скопления газ может скапливаться там, по крайней мере временно. Общий характер его распределения сильно зависит от его результирующего момента импульса. Газ, теряемый отдельными звездами в быстро вращающихся скоплениях, сохраняет большую часть своего момента импульса. Газ, потерянный в ходе столкновений звезд в ядрах галактик, может иметь удельный момент импульса ниже среднего, поскольку вероятность столкновения звезд с противоположно направленными моментами импульса несколько выше, чем звезд, движущихся в одном направлении. [6]
Непредвиденная встреча с учителем в октябре 1910 года была отрадна Резерфорду. Он слушал старика и вспоминал начало начал - свой укромный дэн в подвале колледжа - и прикидывал, сколько же лет теперь Биккертону. А старик с прежней уверенностью и нерастраченными надеждами говорил, как много обещают его умозрительные астрономические построения, памятные Эрнсту со студенческой поры. Он пытается пустить в ход свою теорию столкновений звезд, - написал Резерфорд матери о лондонских планах Биккертона. И думал о том, что сам он, в сущности, тоже занят теорией подобных столкновений в микровселенной атома, да только не знает, как пустить в ход уже сконструированный механизм этих незримых событий. [7]
Падающий на центр скопления газ может скапливаться там, по крайней мере временно. Общий характер его распределения сильно зависит от его результирующего момента импульса. Газ, теряемый отдельными звездами в быстро вращающихся скоплениях, сохраняет большую часть своего момента импульса. Газ, потерянный в ходе столкновений звезд в ядрах галактик, может иметь удельный момент импульса ниже среднего, поскольку вероятность столкновения звезд с противоположно направленными моментами импульса несколько выше, чем звезд, движущихся в одном направлении. [8]
Столкновения звезд вместе с естественными потерями массы в ходе их эволюции являются важным источником горячего газа в скоплении. Часть этого газа может покидать скопление. Оставшийся газ может перемешаться в центр и частично перерабатываться в новые звезды. Чтобы обозначить возможные направления завершения этого процесса, в следующих главах дается краткое описание некоторых типов взаимодействия звезд с газом. Столкновение звезд Может представлять собой механизм формирования новых звезд из старых ли даже лежать в основе процесса образования квазаров. [9]
В механике взаимодействие двух тел и их движение под влиянием гравитационных сил определяются простыми формулами. Но уже задача о взаимодействии трех тел под воздействием гравитационных сил имеет аналитическое решение ( и достаточно сложное) только для некоторых частных случаев соотношения их масс, расположения и скоростей. Астрофизика для выдвижения и проверки теорий сталкивается с анализом движения и взаимодействия целых галактик, состоящих из миллиардов звезд. Если столкновение отдельных звезд - явление исключительно маловероятное, поскольку расстояния между звездами на много порядков превышают их размеры, и по отношению к одной звезде вероятность его бесконечно мала, то межгалактические расстояния всего в 10 - 100 раз превышают характерные размеры галактик и столкновение галактик - это особо примечательные, но не такие редкие явления во Вселенной, и нельзя рассматривать ее эволюцию в целом, не учитывая этих явлений. Астрономические наблюдения дали нам сведения о формах сталкивающихся галактик, спектры их звезд и доплеровские смещения определили скорость их движения относительно Земли. Причудливые формы звездных скоплений в форме мостов, перемычек, хвостов в сталкивающихся галактиках ученые не могли объяснить влиянием гравитационных Полей, и возникли теории магнитодина-мических и взрывных эффектов. Только с появлением первых супер - ЭВМ удалось поставить имитационный эксперимент на сравнительно упрощенной модели, в которой масса галактик была сосредоточена в их центральной части, а миллиарды звезд заменены несколькими сотнями точек, не оказывающих воздействия друг на друга, а только находящихся в гравитационном поле галактик. [10]
Гравитационные столкновения в звездных системах были впервые исследованы В. А. Амбарцумяном; он показал, что, обмениваясь энергией при гравитационных столкновениях, звезда может иногда получить скорость, превышающую скорость отрыва, и испариться из системы. Такие испарения происходят примерно в 100 раз реже, чем столкновения. CncTeMat испытывающая испарения, постепенно сжимается и в ее структуре происходят характерные изменения. Он показал, что в ней выделяются центральная область повышенной концентрации, все более уплотняющаяся по мере испарения, и довольно далеко отстоящая от нее наружная сравнительно разреженная оболочка, которую обычно называют гало. Эта структура действительно наблюдается в шаровых скоплениях. Такая эволюция могла иметь место и в системах большего масштаба, если они были вначале достаточно концентрированными или имели концентрированные центральные области. При испарении звезд из такой системы ее вращение замедляется, потому что испаряющиеся звезды уносят значительный момент количества движения. Размеры системы, как показывает расчет, уменьшаются быстрее, чем число звезд в ней. Поэтому согласно формулам ( 66) - ( 68) контактные столкновения в конце концов становятся достаточно частыми, даже более частыми, чем гравитационные. При контактных столкновениях звезды выбрасывают газ, который падает к центру системы, постепенно накопляется там и наконец образует массивную или даже сверхмассивную звезду. [11]