Глава 15. Звездные системы многих тел

15.1. Введение

В этой главе мы переходим от динамических моделей с малым числом притягивающихся тел к моделям с большим для рассеянных или движущихся скоплений, для шаровых скоплений, от до для галактики).

Помимо случая небольших рассеянных скоплений, мы сосредоточим внимание на задачах, в которых оказываются применимыми статистические методы, поскольку число рассматриваемых частиц достаточно велико. Ввиду этого здесь могут быть применены методч статистической механики; кроме того, оказывается возможным показать, что система тяготеющих тел должна подчиняться условиям, аналогичным условиям поведения непрерывной среды, так что возможен и гидродинамический подход.

Именно с этих позиций мы рассмотрим аналогию звездной системы с газом. Классический подход трактует газ как ансамбль молекул, свойства которых описываются кинетической теорией газов, причем молекулярные движения подчиняются максвелловскому распределению скоростей. При втором подходе мы пренебрегаем тем, что газ состоит из многих дискретных частиц, движущихся друг относительно друга и сталкивающихся между собой, и рассматриваем его (т. е. звездную систему) как непрерывную среду с присущими ей плотностью, давлением и вязкостью, причем свойства этой среды описываются гидродинамической теорией.

Впрочем, возможен и подход, при котором используется небесная механика и рассматриваются орбиты отдельных звезд в исследуемой звездной системе. Этот подход также проливает свет на строение, эволюцию и устойчивость подобных звездных систем. В нашем изложении ввиду недостатка места мы не можем с достаточной полнотой обсудить звездную кинематику и динамику. Все, что мы можем сделать, — это рассмотреть некоторые общие особенности и теоремы динамики многих тел и упомянуть важнейшие результаты.