Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу Звездные скопления << 4.3 Кинематические звездные группы | Оглавление | 4.5 О природе кинематических звездных групп >>

4.4 О динамической устойчивости движущихся скоплений

Вопрос о динамической устойчивости обширных звездных скоплений, движущихся по орбитам, близким к круговым, вокруг галактического центра в поле приливных сил Галактики, рассмотрели Бок (1934) и Минёр (1939). При больших расстояниях между членами группы, связанными друг с другом силами взаимного тяготения, можно пренебречь в первом приближении их взаимными сближениями и рассматривать динамическую эволюцию группы, обусловленную лишь внешними приливными силами и сближениями со звездами поля, с которыми встречаются члены группы. Строгий анализ этой проблемы и вывод соответствующих формул можно найти в различных курсах звездной астрономии (например, Паренаго, 1954а, с. 422-427) и динамики звездных систем (например, Чандрасекар, 1948, с. 220-239).

Если средняя плотность группы или скопления достаточно велика, разрушающим действием поля приливных сил Галактики можно пренебречь. Но если плотность скопления мала, оно будет растягиваться под действием этих сил вдоль своей галактической орбиты подобно тому, как растягивается метеорный рой при движении вокруг Солнца. Условием устойчивости скопления при его движении по круговой орбите в поле приливных сил Галактики является выполнение неравенства ρ ≥ ρ0, где ρ - средняя плотность скопления, а ρ0 - некоторая плотность, называемая критической.

Критическая плотность вычисляется по формуле

$$
\rho = \frac{4A(A-B)}{\pi G\beta_1 '},
$$ (4.6)

где А и В - постоянные Оорта галактического вращения, G - постоянная тяготения, а β'1 - функция отношения с/а, где с и а - малая и большая полуоси сфероида, аппроксимирующего форму скопления. Обычно отношение с/а > 0,6; для значений с/а, равных 0,6, 0,8 и 1,0, соответствующие значения ρ0 в окрестностях Солнца оказываются равными 0,19, 0,16 и 0,15 массы Солнца на 1 пс3. Средние звездные плотности в ядрах типичных рассеянных скоплений (Плеяды, Гиады, Ясли) на порядок превышают критическую. Выше критической оказываются и средние плотности скоплений, рассчитанные для полных объемов этих систем, определяемых значениями радиусов их корональных областей (см. § 8.5).

Допуская, что в процессе динамической эволюции рассеянных скоплений (см. § 9.7) все звезды ядра могут перейти в корональную область системы, Агекян и Белозерова (1979) предлагают считать движущиеся скопления, лишенные ядерных конденсаций, динамически устойчивыми коронами скоплений, продолжающими существовать миллиарды лет после распада ядер последних. Гипотеза Агекяна и Белозеровой применима к движущимся скоплениям, все члены которых обладают практически одинаковыми пространственными скоростями. Однако она не может объяснить существования кинематических звездных групп, плотность которых, всегда являющаяся лишь ничтожной долей общей звездной плотности в окрестностях Солнца, достигающей по современным оценкам 0,09 ± 0,002 масс Солнца на кубический парсек (Йыэвээр, Эйпасто, 1977), должна быть намного ниже критической. Таким образом, о динамической устойчивости кинематических звездных групп в поле приливных сил Галактики не может быть и речи. Что же представляют собой кинематические звездные группы, наблюдаемые в окрестностях Солнца?


<< 4.3 Кинематические звездные группы | Оглавление | 4.5 О природе кинематических звездных групп >>
Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.7 [голосов: 171]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования