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, 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, 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.

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.

Рис.1 Стационарное распределение молекул
идеального газа по абсолютной величине их
скорости — распределение Максвелла.

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 звёзды различаются по массе, то даже при одинаковом значении E_k они имеют разную скорость: лёгкие движутся быстрее. Во-вторых, статистическая физика учит нас, что в стационар­ном состоянии не все частицы имеют одинаковую (среднюю) энер­гию: 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, а v_m — наи­более вероятная скорость, близкая к средней арифметической (рис. 1).

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 звёзд! ное 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?

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. 2).

Рис. 2. Близкий пролет двух звезд без учета (а)
и с учетом (б) приливного эффекта. Для простоты
одна из звезд изображена неподвижной и
абсолютно жесткой, 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. 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 звездой, 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 и! з 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.

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. 1). 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, к! оторые 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.

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. 3а) 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

На этой же плоскости нанесены теоретические линии, отделяющие область полного испарения скопления (ниже ли­нии) для указанного возраста скопления. Можно назвать их «лини­ями жизни». 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 од! ни 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.

Рис. 3. Положение шаровых скоплений нашей Галактики на плоскости "масса - размер орбиты".
Масса (M) указана в единицах массы Солнца (M_Θ ≈ 2·10³⁰ кг), а радиус орбиты (R) — в
килопарсеках: 1кпк = 1000 пк ≈ 3262 св. лет ≈ 3,0857·10¹⁹ м.
На левом рисунке (а) "линии жизни" делят эту плоскость на область испарения (ниже линии) и
область выживания (выше линии) для указанного рядом с линией возраста скоплений в годах.
На правом рисунке (б) та же плоскость, что и на левом, но здесь нанесены "линии жизни",
связанные с эффектом динамического трения.

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.

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. 3б) 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.