ЗВЁЗДНАЯ ДИНАМИКА

- область астрономии, изучающая строение, устойчивость и эволюцию звёздных систем. Осн. объектами изучения 3. д. являются шаровые и рассеянныезвёздные скоплениявнутригалактик,галактики в целом, а такжескопления галактик.3. д. зародилась в нач. 20 в. Основы её были заложены в трудах А. С. Эддингтона (A. S. Eddington) и Дж. X. Джинса (J. H. Jeans).В 3. д. изучаются усреднённые характеристики звёздных систем, определяемыефункцией распределениязвёздf(t, r, v),зависящей от времени (t). координат (r)и скоростей (v). Ф-цияfопределяет кол-во звёзд, находящихся в моментtв единичном элементе объёмафазового пространствав окрестности точки (r, v). Спомощью ф-ции распределения выражаются ср. величины, характеризующие звёздную систему: плотность r(t, r),ср. скоростьи (t, r),тензор давлений Р_ik(t, r) и др. Ф-ция распределения удовлетворяет кинетическому уравнению Больцмана-Власова, в к-ром учитываются общее усреднённое (самосогласованное) поле тяготения системы, определяемое гравитационным потенциалом Ф (t, r),и столкновения отд. звёзд, определяемые столкновительным членомSt(f) (интеграл столкновений):

Гравитац. потенциал Ф удовлетворяетПуассона уравнению:

гдет -масса звезды,G -гравитац.постоянная (для простоты предполагается, что массы звёзд одинаковы). Под столкновением в 3. д. подразумевают изменение траектории звезды за счёт гравитац. взаимодействия при пролёте относительно неё других звёзд. В стационарном скоплении интеграл столкновений, строго говоря, зависит как от распределения звёзд по скоростям, так и от распределения плотности в скоплении, т. е. имеет нелокальный характер. В отличие от газа или плазмы для звёздного скопленияSt(f) имеет значительно более сложный вид и не может быть универсальным образом записан для произвольного скопления. Если характерное время между столкновениями звёздt_cпревышает время расширения Вселеннойt_U@ 2.10¹⁰лет, то такая система наз. бесстолкновительной. Большинство галактик во Вселенной являются бесстолкновительными системами. Переход такой системы в стационарное состояние происходит за неск. характерных времён пролёта звездой размера системыR:где - ср. квадрат скорости звёзд, к-рый можно оценить повириала теореме:М -масса системы. ДляГалактики t_h@2.10⁸лет<<t_U. Галактики находятся в стационарном состоянии, определяемом решением кинетич. уравнения безправой части. В бесстолкновительной звёздной системе возможно распространение волн и развитие неустойчивостей, важнейшим проявлением к-рых является спиральная структура галактик (см.Спиральные галактики).Спиральную структуру принято рассматривать как волну плотности, распространяющуюся по галактич. диску. Спирали могли возникнуть в результате развитиягравитационной неустойчивости,когда силы тяготения в малом возмущении спиральной формы приводят к росту амплитуды возмущения. Возможны и др. причины возникновения спиралей. Помимо гравитац. неустойчивости в бесстолкновит. звёздной системе возможно развитие неустойчивостей, связанных с формой ф-ции распределения. Такие неустойчивости, аналогичнонеустойчивостям плазмы,наз. кинетическими.
много меньшеt_U.ЗдесьN -полное число звёзд в скоплении,M₈-масса Солнца. Столкновения стремятся установитьМаксвелла распределениев скоплении, что приводит к установлению сфероидальной формы скопления. При установлении максвелловского распределения часть звёзд приобретает большие скорости и улетает из системы. При этом всё скопление сжимается. Скорость такого испарения определяется из условия того, что за времяt_cулетают звёзды "максвелловского хвоста", имеющие скоростиv_escв два и более раза превышающие среднеквадратичные скорости звёзд в скоплении:

Т -темп-pa скопления в энергетич. единицах, характеризующая ср. кинетич. энергию звезды в системе. Скорость испаренияdN/dt@-0,007N/t.Испарение звёзд является осн. фактором, определяющим эволюцию шаровых скоплений. Когда число звёзд в скоплении не превышает N_C@ 10³-10⁴, наряду с далёкими столкновениями важную роль играют звёздные пары и столкновения с ними пролетающих звёзд. При таких столкновениях происходит сближение звёзд в парах, потенциальная энергия к-рых переходит в кинетич. энергию звёзд. В результате скопление сNCполностью распадается (звёзды разлетаются) за счёт потенциальной энергии пар. Конечной фазой эволюции шарового скопления является, видимо, его полный распад. Если число звёзд в скоплении N>N_С, то в результате столкновительной эволюции скопление может сжаться настолько, что его размер приблизится кгравитационному радиусу,и это приведёт к релятивистскому гравитационному коллапсу. Так могли образоватьсячёрные дырыв ядрах нек-рых галактик (см.Ядра галактик).Важнейшими достижениями 3. д. можно считать теорию строения и эволюции шаровых скоплений, установление того, что спиральные рукава галактик представляют собой волны плотности. Многие важные проблемы ещё не решены. К ним можно отнести выявление механизма образования и поддержания спиральной волны; эволюцию массивных звёздных скоплений, представляющих собой ядерные области галактик, и возможности образования в них чёрных дыр; изучение звёздно-динамич. процессов в галактиках, находящихся в двойных системах, а также в галактич. дисках, погружённых в сферич. или эллипсоидальную звёздную подсистему (гало).Наряду с решением кинетич. ур-ния для решения многих проблем 3. д. используется численное моделирование, при к-ром решается совместно система ур-ний движения отд. звёзд с учётом их взаимного притяжения. При таком подходе единым образом рассматриваются самосогласованные поля и столкновения звёзд. К настоящему времени численные методы позволяютрассчитывать системы, содержащие ~ 10⁵звёзд. Ввиду быстрого прогресса вычислит. техники, этот метод исследования весьма перспективен.Лит.:Чандрасекар С., Принципы звездной динамики, пер. с англ., М., 1948; Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, М., 1958; Кинематика и динамика звездных систем, М., 1968; Динамика и эволюция звездных систем. [Сб. ст.], М.-Л., 1975; Поляченко В. Л., Фридман А. М., Равновесие и устойчивость гравитирующих систем, М., 1976.Г.С. Бисноватый-Коган.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.

звёздная динамика—ЗВЗДНАЯ ДИНАМИКА динамика звздных систем раздел звздной астрономии iв кром изучаются закономерности движений звзд в гравитационном поле звздной системы и как следствие эт...Большая советская энциклопедия
звёздная динамика—динамика звздных систем раздел звздной астрономии См. Звздная астрономияem в котором изучаются закономерности движений звзд в гравитационном поле звздной системы и как сл...Большая Советская энциклопедия II
звездная динамика—stellar dynamics...Русско-английский аэрокосмический словарь
звездная динамика—stellar dynamics...Русско-английский словарь по авиации
звёздная динамика—stellar dynamics...Русско-английский словарь по физике
звёздная динамика—dinamica stellare...Русско-итальянский политехнический словарь
звёздная динамика—зоряна динамка...Русско-украинский политехнический словарь