15.9. Сферические звездные системы

Рассмотрим теперь кратко динамику сферических звездных систем, например рассеянных скоплений и шаровых скоплений, которые, как свидетельствуют наблюдения, существуют в нашей

Галактике. Предварительно мы применим критерий «сферы действия»

к сферам действия 1) рассеянного скопления; 2) шарового скопления по отношению к тяготению галактического вздутия.

Случай 1. Характерные значения для рассеянного скопления в окрестностях Солнца: (массы в единицах массы Солнца, R в парсеках). Отсюда получаем

Случай 2. Для шарового скопления можно принять отсюда

Далее, измеренные радиусы рассеянных скоплений заключены между 1 и большинство имеют радиусы меньше Для шаровых скоплений найденные радиусы лежат между в среднем Согласие в обоих случаях оказывается хорошим; это позволяет предположить, что, хотя приливное воздействие на облака вследствие притяжения галактического вздутия не пренебрежимо мало, размеры облаков оказываются достаточными для предохранения от разрушающих воздействий приливных сил. Более того, существуют данные наблюдений, свидетельствующие, что размеры шаровых скоплений пропорциональны их расстояниям от центра Галактики; имеются также данные, что их внешние области вытянуты вдоль осей, проходящих через галактический центр.

Существует и другой разрушающий механизм. Например, любое массивное межзвездное облако, через которое проходит скопление, будет порождать тенденцию к «растягиванию» облака, увеличивая скорость звезд скопления. Кумулятивные эффекты подобных сближений будут со временем приводить к убеганию звезд, в конце концов приводящему к распаду рассеянного скопления. Для небольшого рассеянного скопления характерное время распада составляет порядка лет; для более плотных рассеянных скоплений это время может достигать лет.

Для небольшого по размерам плотного рассеянного скопления, насчитывающего лишь малое количество членов, индивидуальные сближения с другими членами скопления могут привести к возрастанию скорости звезды вплоть до скорости освобождения из скопления. Поэтому звезда покидает скопление и уходит прочь, унося с собой некоторую долю общей кинетической энергии скопления. Вследствие этого произойдет некоторое сжатие скопления. После повторных убеганий звезд скопление распадется до двойной или, быть может, тройной системы.

В шаровом скоплении скорость освобождения его членов высока. Мощное общее поле тяготения скопления удерживает их на замкнутых орбитах настолько прочно, что вероятность для них

набрать требуемую для убегания из скопления скорость путем последовательных случайных сближений весьма невелика. Поэтому шаровое скопление устойчиво и способно существовать по крайней мере лет.