Только в одной нашей Галактике сотни миллиардов звёзд. Мы хотим знать, как живут звёзды, как организована звёздная Галактика, но надо ли для этого изучать каждую звезду? Не только изучить, но даже переписать все звёзды Галактики невероятно сложно. Буквально недавно астрономы составили каталог, содержащий самые элементарные данные (координаты и яркость) около 500 млн. звёзд. И это считается большим достижением. Остальные же сотни миллиардов светил — 99,5% от их полного числа в Галактике — пока для нас безымянны и на картах не обозначены. Следует ли из этого, что мы не можем судить о жизни Галактики? Вовсе нет.

Подобно тому, как социолог исследует общественное мнение миллионного населения страны путём опросов тысяч случайных людей, или как генетик изучает действие наследственности на потомках нескольких семей, точно так же и астроном многое узнаёт о жизни звёзд, изучив подробно лишь несколько небольших звёздных групп. Такие группы, или семейства генетически связанных звёзд называют звёздными скоплениями или ассоциациями. Различие между ними в том, что в скоплениях плотность звёзд заметно выше, чем в среднем по Галактике, и поэтому взаимная гравитация долго удерживает эти звёзды вместе (фото III), а в ассоциациях родственные звёзды далеки друг от друга и основательно перемешаны с другими звёздами Галактики. Фактически, звёздные ассоциации — это распадающиеся звёздные скопления.

Совсем не просто установить, что данная группа звёзд живёт единым семейством. При наблюдении неба все звёзды кажутся удалёнными от нас на одинаковое расстояние, хотя в действительности это не так. Случайную флуктуацию числа звёзд на квадратике неба легко можно принять за скопление, поэтому требуется измерить расстояние до каждой из звёзд, чтобы надёжно доказать их взаимную близость в пространстве. Такая работа проводится, и вот что выясняется: чем моложе звёзды, тем большая их часть объединена в скопления и ассоциации. Интересно, почему это так? Например, когда мы идём вечером по улице и видим группу молодых людей, то думаем: «Неспроста это!». То же самое думает астроном, когда видит группу живущих по соседству и не разлетающихся друг от друга звёзд: «Неспроста они вместе, что-то в их истории есть общего, что связывает их». Теория убеждает нас в том, что почти невероятно объединение случайно блуждающих звёзд в гравитационно связанный объект; напротив, весьма вероятно, что они родились вместе и в дальнейшем не расставались. Поэтому, изучая звёздные скопления, мы очень много узнаём о том, где и как рождаются звёзды, почему это происходит, каковы физические механизмы этого явления... Сейчас уже ясно, что значительная доля звёзд рождается семействами, которые затем постепенно распадаются. Понять, почему это происходит — задача для специалистов по звёздной динамике.

Среди различных звёздных скоплений с наибольшим вниманием астрономы изучают самые массивные, так называемые шаровые скопления, содержащие до нескольких миллионов звёзд. Если вы посмотрите на фотографию такого скопления (фото IV), то у вас не возникнет сомнения, что эти звёзды живут вместе, что это не случайная флуктуация на фоне звёздного неба, а настоящий звёздный город. Шаровые скопления наиболее интересны для астрономов, поскольку они очень устойчивые, населяющие их звёзды очень старые — в несколько раз старше нашего Солнца, а значит, они помнят гораздо более древние эпизоды истории, чем Солнце и его планеты.

 

Эволюция ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

Миллион звёзд. Как изучать их взаимное влияние и движение в пространстве? До последних лет не было компьютеров, которые могли бы справиться с решением нескольких миллионов дифференциальных уравнений, описывающих движение этих звёзд. Недавно такой компьютер создан в Японии. Разумеется, это не универсальный компьютер, а специализированный, на нём нельзя играть в шахматы или ходить по Интернету, эта машина предназначена только для решения дифференциальных уравнений, описывающих движение звёзд в скоплении. Но уж это она умеет делать замечательно быстро и может проследить движение миллионов взаимодействующих звёзд на отрезках времени в миллиарды лет.

Конечно, в ожидании суперкомпьютера специалисты по звёздной динамике не сидели, сложа руки. Они исследовали эволюцию звёздных скоплений так же, как физики изучают поведение атомов в макроскопическом теле: описывается не каждый атом или молекула, которых неизмеримо много, а их средние параметры. Правда, звёзды не настолько похожи друг на друга, как атомы одного химического элемента, составляющего тело. Звёздное скопление больше напоминает «коктейль» из всей таблицы Менделеева: по массам и размерам звёзды различаются в сотни раз. Но в первом приближении их можно считать одинаковыми, а затем постепенно уточнять картину. На этом пути астрономы продвинулись весьма далеко: уподобив звёздное скопление газовому облаку, где каждая молекула — звезда, удалось ещё в 1940-е — 1960-е годы аналитически понять структуру скоплений и основные моменты её эволюции. Появление первых компьютеров в 1970-е—1980-е годы позволило уточнить эту картину, учтя различие звёзд по массе (различие размеров звёзд большого значения не имеет, поскольку сближаются, а тем более — сталкиваются они очень редко). Расчёты на супермощных компьютерах пока лишь подтверждают полученные ранее результаты, что само по себе приятно. В полной мере всю мощь новой техники, вероятно, удастся продемонстрировать при исследовании экзотических ситуаций, например, при расчёте эволюции плотных ядер галактик, в которых звёзды с огромными скоростями сталкиваются друг с другом, слипаясь или разрушаясь при этом; где они разрываются приливными силами гигантских чёрных дыр и поглощаются ими. Только подробный численный анализ сможет прояснить ситуацию в таких условиях. Но это дело будущего. А пока познакомимся с базовыми процессами, происходящими в звёздных скоплениях.

Гравитационное взаимодействие звёзд друг с другом вызывает обмен механической энергией между ними. Сближаясь в пространстве, две звезды взаимно возмущают движение друг друга и, пролетев по гиперболическим траекториям, вновь расходятся «на бесконечность», но уже изменив свою кинетическую энергию: в зависимости от соотношения масс и скоростей одна из звёзд приобретает, а другая — теряет энергию. В результате многочисленных взаимодействий звёзды в скоплении, как и молекулы в газе, стремятся к равнораспределению энергии, когда все звезды в среднем имеют одинаковую кинетическую энергию. Однако на этом аналогия между молекулами и звёздами заканчивается.

Когда в баллоне с газом среди молекул устанавливается равнораспределение энергии, система молекул приходит в стационарное состояние, которое уже не меняется. Однако звёздное скопление, лишённое стенок, в принципе не может быть стационарным: звёзды с большими скоростями вылетают из него и уже не возвращаются, а причины для приобретения больших скоростей у звёзд всегда есть. В основном их три.

Во-первых, кинетическая энергия равна

а поскольку звезды различаются по массе, то даже при одинаковом значении Eh они имеют разную скорость: лёгкие движутся быстрее.

Во-вторых, статистическая физика учит нас, что в стационарном состоянии не все частицы имеют одинаковую (среднюю) энер-

Рис. 6. Стационарное распределение молекул идеального газа по абсолютной величине их скорости — распределение Максвелла. Оно напоминает щиплющего травку динозавра с бесконечно длинным хвостом.

гию: встречаются также менее и более энергичные частицы, поскольку обмен энергией — процесс случайный и, в принципе, результат может быть любой. Стационарное распределение по энергии описывается формулой Максвелла:

где dN — число частиц в интервале скоростей от v до v + dv, где vm — наиболее вероятная скорость, близкая к средней арифметической (рис. 6).

В-третьих, кроме эпизодов парного взаимодействия, когда сближаются и обмениваются энергией две звезды, возможны эпизоды тесного взаимодействия трёх и более звёзд. При этом реализуются разнообразные варианты: например, две звезды объединяются в медленно движущуюся гравитационно связанную двойную систему, а третья звезда, унося энергию связи, «выстреливается» прочь. Для тех, кто знаком с процессами ионизации и рекомбинации атомов, нетрудно будет представить и другие варианты тройного взаимодействия звёзд.

Итак, звёзды в скоплении постоянно изменяют свою энергию и скорость. Для молекул газа это не страшно, но для звёзд — фатально. Вспомните, как мало различие между первой и второй космическими скоростями: при скорости

спутник движется вокруг Земли по стационарной круговой орбите, а уже при скорости

навсегда по параболе покидает Землю. Ещё хуже заканчивается для спутника небольшое уменьшение скорости — он падает. То же самое происходит и в звёздном скоплении. Если звезда немного уменьшит свою скорость, то ей уже не удержаться на своей орбите, и она начинает падать к центру скопления, как спутник на Землю. Поэтому массивные звёзды, обмениваясь с более лёгкими звёздами кинетической энергией, тормозятся и направляются к центру скопления, а менее массивные, напротив, увеличивают скорость и направляются к внешним частям скопления или вообще покидают его. По мере эволюции звёздного скопления более массивные звёзды опускаются к центру, а менее массивные занимают удалённое положение; изначально однородное звёздное скопление начинает расслаиваться; у него формируется плотная центральная часть — ядро — из более массивных звёзд и обширная периферия — «корона» — из лёгких звёзд.

Расчёты показали, что центральная часть скопления должна за конечное время сжиматься до нулевого размера и бесконечной плотности. Когда этот теоретический результат был получен, астрономов очень заинтересовало, а что же происходит в действительности в центре звёздного скопления, когда теряющие энергию звёзды подходят близко друг к другу. Ведь в природе не бывает бесконечностей, это всего лишь математическая абстракция. По поводу уплотняющихся ядер звёздных скоплений высказывались разные идеи; одни говорили, что звёзды будут сталкиваться и разрушать друг друга, другие, что сталкиваться и слипаться друг с другом, и при этом из многих звёзд получится одна большая звезда. Но такая сверхзвезда — конгломерат из сотен слившихся вместе звёзд — представляла бы собой чрезвычайно эффектное зрелище, а такого в звёздных скоплениях никто никогда не наблюдал. В нашей Галактике около 150 шаровых скоплений, и ни у одного из них в центре нет суперзвезды. Значит, простые модели не учитывают какие-то важные особенности звёздных скоплений. Какие же именно?

 

Приливный эффект

Выяснилось, что представление звёзд в виде точечных масс было чересчур грубым для наших моделей; такие звёзды обменивались энергией, но в сумме не теряли её, а в действительности это не всегда так. Рассмотрим близкий пролёт двух звёзд. Если в процессе сближения они остаются шарообразными, то притягиваются по закону Ньютона, а значит движутся по гиперболическим траекториям и после сближения вновь расходятся «на бесконечность». На самом же деле взаимное приливное влияние искажает форму звёзд — они становятся вытянутыми эллипсоидами. Для иллюстрации будем считать, что одна из звёзд очень массивная, жёсткая и неподвижна, а вторая звезда подлетает к ней издалека (рис. 7).

Рис. 7. Близкий пролёт двух звёзд без учёта (а) и с учётом (б) приливного эффекта. Для простоты одна из звёзд изображена неподвижной и абсолютно жёсткой, недеформируемой.

Сначала подлетающая звезда была шарообразна, но приближаясь к массивной соседке, она вытягивается вдоль соединяющей их прямой. Этот эффект как раз и называют приливным: по аналогичной причине на Земле происходят морские приливы и отливы [12]. Луна притягивает Землю (конечно, и Земля также притягивает Луну, но нас сейчас интересует не это), расстояние от Луны до ближайшей к ней точки Земли меньше, чем до самой удалённой, поэтому на более близкие области Земли действует большая сила притяжения, чем на далёкие, а значит, ближняя к Луне часть земной поверхности имеет наибольшее ускорение в сторону Луны. Таким образом, Луна не просто притягивает Землю, но и деформирует её: земной шар стремится принять форму эллипсоида, вытянутого в направлении Луны. Океаны легче поддаются внешнему влиянию, чем твёрдое тело Земли, поэтому они сильнее «отрабатывают» приливный эффект. Планета вращается, а приливные выступы остаются ориентированы по линии Земля—Луна. Поэтому по поверхности Земли непрерывно катятся две волны, заставляя океан и (в гораздо меньшей степени) твёрдое вещество совершать с периодом чуть более 12 часов колебательное движение: прилив — отлив, прилив — отлив... Кстати, вопрос: а почему этот период не равен в точности 12 ч?

То же самое происходит со звёздой, которая приближается к другому светилу. Она вытягивается приливом, а поскольку звёзды движутся, приливный горб пытается отследить направление между ними. Но в силу инерции и вязкости горб не может точно следовать повороту радиуса- вектора звёзд: он сначала запаздывает, а затем опережает его. В результате взаимодействие происходит не по ньютонову закону: более близкий горб притягивается сильнее, чем более далёкий, а значит, есть составляющая силы притяжения, тормозящая движение звезды по орбите и уводящая её с простой гиперболической траектории. Звезда переходит на эллиптическую орбиту и оказывается навсегда «привязанной» к той звезде, с которой она случайно сблизилась. Так из двух одиночных звёзд может образоваться двойная система.

Формирование двойных звёзд способно серьёзно повлиять на эволюцию звёздного скопления в период сжатия его ядра. Объединившиеся в двойные системы звёзды весьма своеобразно взаимодействуют друг с другом и с одиночными звёздами скопления, заставляя их двигаться всё более и более интенсивно. Специалисты по звёздной динамике провели множество численных экспериментов, заставляя одиночные звёзды пролетать мимо двойной системы. Оказалось, что результат пролёта зависит от того, насколько сильно связаны друг с другом компоненты двойной системы. Если орбитальная скорость компонентов двойной системы меньше скорости, с которой на них налетает третья, одиночная звезда, то их встреча в большинстве случаев заканчивается распадом системы: все три звезды разлетаются по независимым траекториям. На языке физиков этот процесс можно назвать ионизацией: пролетающий мимо атома электрон, если сближение происходит с большой скоростью, может ионизовать атом, т. е. оторвать один из его электронов; в результате вместо двух свободных частиц получается три — ион и два электрона, однако их скорости уменьшаются, поскольку часть кинетической энергии ушла на отрыв электрона.

Физикам известен и обратный процесс — так называемый удар второго рода, когда пролетающий рядом с возбуждённым атомом электрон получает дополнительную энергию за счёт того, что атом переходит из возбуждённого в основное состояние, т. е. электрон в нём опускается на более низкую орбиту. Вы уже догадались, что такой же процесс оказался возможен и в звёздной динамике: если одиночная звезда пролетает мимо двойной системы, компоненты которой тесно связаны и быстро движутся, то, скорее всего, после такой встречи двойная система сохранится, станет ещё более связанной, с ещё большей орбитальной скоростью, а разницу в энергии унесёт с собой налетавшая одиночная звезда, которая после этой встречи увеличит свою скорость. Напомню: энергия гравитационной связи двух частиц равна

Можно сказать, что компактные, хорошо связанные двойные звёзды после встречи с одиночными становятся ещё лучше связаны; а рыхлые, широкие, слабо связанные двойные системы после таких встреч обычно распадаются. Как говорится, богатые становятся богаче, а бедные — беднее.

Помимо упомянутых вариантов взаимодействия одиночной звезды и двойной системы, численные эксперименты указали и другие возможности. Например, иногда происходит обмен компонента, когда в двойной системе заменяется одна из звёзд. Любопытно, что в большинстве случаев лёгкая звезда заменяется более массивной («толстые становятся толще»?). Очень интересно наблюдать столкновение двух двойных звёзд. Но оставим эту тему: вы без труда сможете сами осуществить такие эксперименты на персональном компьютере. Следите только, чтобы звёзды не сталкивались «в лоб», а то не миновать космической катастрофы (я имею в виду деление на ноль).

Теперь сведём воедино то, что мы узнали о приливном механизме формирования двойных звёзд и о взаимодействии одиночных звёзд с двойными. Приливный механизм приводит к формированию только очень плотных двойных систем, поскольку он «включается» только при тесном сближении двух звёзд. Плотные системы не распадаются, а при каждой встрече с одиночными звёздами передают им часть своей энергии и заставляют их двигаться более интенсивно. Это и есть тот самый эффект, который не позволяет центральным областям звёздных скоплений сжаться до «бесконечной» плотности. Когда в ядре звёздного скопления плотность возрастает, звёзды там начинают чаще встречаться друг с другом, чаще образуют двойные системы, которые начинают «разгонять» одиночные звёзды, и те выскакивают из этой плотной области, уходят на периферию скопления. Двойные могут выбрасывать и друг друга. Если продолжить аналогию звёздного скопления с газовым облаком, то двойные звёзды играют в скоплении роль источника тепла, не позволяющего сжиматься облаку. Попробуйте сами продолжить эту аналогию, вспомнив строение звезды (ведь это тоже газовое облако) и источник её стабильности — термоядерные реакции, происходящие в ядре. Что общего между формированием двойных звёзд в шаровом скоплении и превращением водорода в гелий?

 

Испарение шаровых скоплений

На периферии скопления звёзды довольно слабо связаны силой гравитации с остальными членами скопления; в результате их взаимодействия друг с другом то одна звезда, то другая теряют связь со скоплением и уходят от него навсегда в глубины Галактики. Физик назвал бы это испарением. Действительно, оставьте открытое блюдце с водой, и через неделю вы обнаружите его сухим: двигаясь хаотически и обмениваясь энергией, молекулы вылетают с поверхности воды и практически уже никогда не возвращаются обратно. Это и есть испарение. Поэтому можно говорить и об испарении звёздных скоплений.

Чтобы лучше понять звёздно-динамические процессы, задумаемся на минуту, почему испаряется жидкость. Если бы у всех молекул было достаточно энергии, чтобы покинуть друг друга, то это была бы уже не жидкость, а газ — облачко пара, вырвавшееся из котла, чтобы тут же рассеяться. Значит, в жидкости мало молекул, способных её сразу покинуть. Когда они вылетят, то, казалось бы, таких молекул не останется вовсе, и испарение прекратится. Но это не так. Мы знаем, что случайное взаимодействие частиц не просто выравнивает их скорости, а устанавливает максвелловское распределение по скоростям, при котором всегда есть как медленные, так и быстрые частицы, причём со стороны больших скоростей предела нет (см. рис. 6). Когда быстрые молекулы покидают ансамбль, равновесие нарушается, и новые молекулы через некоторое время (называемое временем релаксации системы) вновь заполняют область высоких скоростей, называемую в шутку «максвелловским хвостом». Разумеется, и эти молекулы быстро покидают ансамбль, т. е. улетучиваются. Для системы это не проходит бесследно: если из ансамбля «эмигрируют» самые шустрые, то средняя энергия (т. е. температура) оставшихся понижается. Без притока внешней энергии этот процесс сам себя останавливает. В комнате испарение продолжается, потому что вода в блюдце черпает энергию из окружающего пространства. А в звёздном скоплении?

Большую часть жизни звёздное скопление проводит в уединении и его можно считать изолированным. Не имея внешнего источника энергии, скопление вынуждено пользоваться внутренним, т. е. собственным гравитационным полем. Когда «горячие» звёзды покидают скопление, оставшиеся, более «холодные» (т. е. медленно движущиеся) немного приближаются к центру и за счёт этого «разогреваются». В результате скопление, теряя звёзды, не только сохраняет, но даже немного увеличивает свою «температуру», отчего темп потери звёзд возрастает ещё сильнее. Этот, на первый взгляд, парадоксальный факт окрестили отрицательной теплоёмкостью звёздных скоплений.

Впрочем, бывают ситуации, когда звёздное скопление находит и внешний источник энергии. Например, близкий пролёт мимо или сквозь массивное облако межзвёздного вещества вызывает приливный «гравитационный удар» по скоплению, в результате которого его звёзды начинают двигаться интенсивнее. Подобные удары скопление ощущает всякий раз, когда пролетает сквозь область неоднородного гравитационного поля: например, проходя вблизи ядра Галактики или сквозь галактический диск. Такие эпизоды ускоряют испарение скоплений. В результате скопление постоянно теряет звёзды, а взять новые — неоткуда. Поэтому рано или поздно каждое звёздное скопление истощается и погибает.

Продолжительность жизни звёздного скопления определяется временем его релаксации: чем оно короче, тем быстрее насыщается

«максвелловский хвост» быстрыми звёздами, которые тут же покидают скопление. Наблюдения показывают странную, на первый взгляд, дихотомию: в галактическом диске в основном встречаются скопления звёзд с малыми временами релаксации, а в окружающем диск гало почти все скопления имеют очень большие времена релаксации. Напомню, что в диске сосредоточены остатки межзвёздного вещества, из которого в нынешнюю эпоху формируются звёзды и их скопления, а гало населено очень старыми звёздами, образовавшимися в период ранней молодости Галактики. Имея в виду звёздные скопления, можно сказать, что среди стариков мы встречаем одних долгожителей, а среди молодёжи — в основном «дохлячков». Но ведь это совсем не странно: лишь те скопления прожили миллиарды лет, которые с самого начала имели большие времена релаксации, а их современники с короткими временами давно уже исчезли. Справедливость такого вывода совсем недавно подтвердилась наблюдениями: среди звёзд галактического гало были выявлены группы светил, движущихся по сходным орбитам. Вероятно, это остатки не очень давно распавшихся скоплений.

Астрономы обнаружили в Галактике около 150 шаровых скоплений, а всего их, по-видимому, не более 200. Это удача, что мы ещё застали «последних из могикан», современников формирования Галактики; через несколько десятков миллиардов лет из них не останется ни одного. Что тогда будут делать астрономы, кто им расскажет о днях бурной молодости Галактики? Впрочем, астрономам ещё повезло: например, последний динозавр вымер раньше, чем на свете появился первый биолог. А у нас, астрономов, в запасе ещё десятки миллиардов лет до тех пор, пока испарится последнее звёздное скопление.

 

ЛИНИИ ЖИЗНИ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

Нетрудно рассчитать, как быстро испаряются скопления, и проследить в будущем судьбу каждого из них. Оказывается, процесс испарения идёт быстрее в компактных, но не очень массивных звёздных скоплениях: в них звёзды чаще встречаются друг с другом, но движутся медленно, и поэтому при встрече успевают сильнее искривить траекторию друг друга: отсюда — короткое время релаксации и быстрое испарение скопления. А в массивных и рыхлых системах звёзды летают довольно быстро, но встречаются не часто; такие скопления живут дольше.

Компактность или рыхлость скопления обусловлена местом его рождения. Ведь Галактика — массивный конгломерат, который своим притяжением деформирует звёздное скопление; чем ближе оно к центру Галактики, тем должно быть компактнее, чтобы противостоять приливному эффекту, способному разорвать скопление. Но, с другой стороны, чем скопление звёзд компактнее, тем оно «горячее» и поэтому быстрее испаряется. Вывод: чем ближе к центру Галактики родилось звёздное скопление, тем оно должно быть компактнее, а значит быстрее будет разрушаться, причём первыми погибают самые лёгкие. Теоретическое ожидание таково: вдали от центра Галактики может сохраниться длительное время любое скопление — и большое, и маленькое, и лёгкое, и массивное; а вблизи центра Галактики выживают только компактные и при этом — массивные скопления. Это замечательно согласуется с наблюдениями: на плоскости М—R (рис. 8) каждая точка — шаровое скопление нашей Галактики; для удобства в логарифмической шкале указаны их реальные расстояния от центра Галактики и реальные массы. Количество звёзд в скоплении составляет N ~ ЗЛ7/Л7 .. На этой же плоскости нанесены теоретические линии, отделяющие область полного испарения скопления (ниже линии) для указанного возраста скопления. Можно назвать их «линиями жизни». Разумеется, все эти рассуждения легко записываются в виде формул, но здесь я этого делать не буду. Те, кого «задела» тема моего рассказа, найдут формальное изложение в книгах [13—16].

Возраст всех шаровых скоплений очень близок к возрасту Галактики. Поэтому для них всех современной линией жизни служит прямая, соответствующая возрасту Галактики — около 10 млрд. лет. Действительно, практически все скопления лежат выше этой линии. Но сама линия движется: пройдут эпохи, и она переместится выше, «съев» пограничные скопления. Через 1000 млрд, лет в Галактике останется менее половины из ныне живущих скоплений. А через 10000 млрд, лет практически ни одного не останется: все потеряют свои звёзды, испарятся и перестанут существовать как самостоятельные объекты. Жаль, ведь это одни из красивейших объектов Галактики. Правда, не исключено, что им на смену родятся новые. В некоторых галактиках это происходит, причём при весьма нетривиальных условиях.

Познакомимся ещё с одним динамическим эффектом, влияющим на эволюцию звёздных скоплений.

 

Динамическое трение

Индийский астрофизик-теоретик Субраманьян Чандрасекар, нобелевский лауреат, в основном работавший в США, обнаружил в 1943 году любопытный звёздно-динамический эффект, который он

назвал динамическим трением. Суть этого эффекта очень проста — странно, что его не обнаружили раньше.

Представим себе массивную частицу — это может быть одна громадная звезда или целое звёздное скопление, — которая летит через пространство, наполненное маленькими лёгкими звёздочками (как говорят астрономы, летит через звёздное поле). Каждая звезда, притягиваясь к этому массивному объекту, облетает его сзади по гиперболической траектории. Таким образом, звёзды, которые впереди объекта были рассеяны однородно, позади него как бы уплотняются в кильватерный след и создают избыточную плотность. Этот «хвост» всегда висит позади скопления, поэтому существует нескомпенсированная сила притяжения, которая тормозит массивный объект. Чем больше его масса, тем выше тормозящее ускорение. С сохранением энергии всё в порядке: она передается встречным звёздам, которые после облёта массивного объекта получают прибавку скорости. Кстати, такой «фокус» — разгон космического зонда, облетающего на встречном курсе планету, — хорошо известен и часто используется в космонавтике [17].

Эффект динамического трения приводит к тому, что звёздное скопление, двигаясь в Галактике, хотя и не испытывает прямых соударений с окружающими звёздами поля, но всё равно тормозится, теряет энергию и постепенно, по спиральной траектории приближается к центру Галактики. Поэтому за конечное время все шаровые скопления, а в первую очередь — самые массивные, должны упасть к центру нашей звёздной системы, разумеется, если они до этого не испарятся.

На плоскости R—М (рис. 9) можно провести «линию жизни», которая отделит лёгкие и далёкие от центра Галактики скопления, медленно тормозящиеся и долго падающие, от более массивных, сильнее тормозящихся и быстрее падающих в центр Галактики. Наблюдения находятся в согласии с теорией: чем дальше от центра, тем более массивные скопления выживают, а вблизи центра Галактики их уже нет.

Таким образом, под действием двух описанных эффектов — испарения звёзд и торможения за счёт динамического трения — скопления на этой плоскости движутся по некоторым фазовым траекториям: лёгкие скопления испаряются, тяжёлые — падают к центру Галактики. Есть и другие эффекты, приводящие к разрушению звёздных скоплений, но эти два — главные.

Я подробно рассказываю об эволюции звёздных скоплений, конечно, потому, что они — мой любимый объект изучения. Но и вполне объективно очень важно представлять судьбу древнейших галактических образований, какими являются шаровые звёздные скопления. Возможно, что они сформировались ещё до Галактики и поэтому «помнят» самую раннюю эпоху жизни Вселенной. К сожалению, родилась Вселенная так давно, около 15 млрд, лет назад, что жернова истории перемололи почти все факты. Даже от динозавров, которые менее 0,2 млрд, лет лежат в земле, уже почти ничего не осталось, а звёздные системы в десятки раз старше, поэтому восстановить их историю намного сложнее, чем историю динозавров. Шаровые скопления дают нам шанс заглянуть в глубокую историю Вселенной, и астрономы пытаются им воспользоваться. В этой работе уже сделано много находок и много ошибок. Не всегда мы правильно понимаем, какие свойства звёздных скоплений — врождённые, унаследованные от эпохи их формирования, а какие — благоприобретённые, связанные с их длительной эволюцией. В этой области много интересных задач для любителей звёздной динамики и астрофизики. Надеюсь, что некоторые из них решите вы.