Пост 31.07.2026

Каждая звезда движется по своей траектории в гравитационном поле галактики. Движение звёзд в любом элементе объема характеризуется, помимо средней (по времени) скорости вращения вокруг центра галактики, ещё и собственными случайными скоростями отдельных звёзд, или дисперсией скоростей, которая в общем случае различна по разным направлениям. От соотношения между скоростью вращения и компонентами дисперсии скоростей во многом зависит форма и структура галактики.
Важным свойством звёздных систем (как звёздных скоплений, так и галактик) является бесстолкновительный характер движения звёзд. Это связано с тем, что звёзды расположены в пространстве очень редко. Так, в окрестности Солнца средняя концентрация звёзд — менее одной звезды на кубический парсек (n(∗) 10^−56 см^−3 ). В звёздных скоплениях концентрация звёзд на 1–3 порядка выше.
Столкновения — это не обязательно физический контакт, соприкосновения сблизившихся звёзд. Две гравитационно не связанные материальные точки, притягивающие друг друга, будут двигаться по гиперболическим траекториям, и, пройдя на близком расстоянии друг от друга, сохранят суммарную полную энергию и суммарный импульс, изменив, однако, направление движения — то есть итог будет таким же, как для шаров, испытавших абсолютно упругий удар.
Сечение столкновений звёзд растёт обратно пропорционально четвёртой степени их относительных скоростей. Чем меньше относительные скорости звёзд, тем чаще они сталкиваются.
Расчёты показывают, что звёздные системы с хорошей точностью могут считаться бесстолкновительными. Концентрация звёзд в пространстве настолько мала, что близкие прохождения звёзд, заметно меняющие вектор их скорости, происходят крайне редко, поэтому парными сближениями звёзд можно пренебречь. Лишь в наиболее плотных частях шаровых скоплений за счёт того, что концентрация звёзд там на три порядка больше, чем в окрестностях Солнца, сближения могут играть существенную роль, поскольку t( с ) в этом
случае сопоставимо с возрастом скоплений. Заметим, что за время порядка t ( c ) сближения звёзд могут «перемешать» направления их скоростей, но для существенного изменения их энергии, то есть для выравнивания средних энергий звёзд различных масс, этого недостаточно: здесь требуется не одно, а целый ряд столкновений, а, следовательно, ещё большее время.
Как в случае упругих столкновений шариков с различными массами или электронов с протонами в плазме, так и при сближении звёзд, столкновения звёзд разной массы должны с течением времени статистически выровнять энергию их движения. Равновесное состояние, к которому стремится система частиц при обмене энергиями, соответствует максвелловскому распределению скоростей для частиц любой массы — по аналогии со скоростями теплового
движения молекул газа. Характерное время, за которое это распределение из неравновесного становится близким к максвелловскому, называется временем релаксации. Очевидно, что если обмен энергиями происходит лишь при парных сближениях звёзд, время релаксации должно на много порядков превосходить время существования звёздных скоплений и галактик. Поэтому мы вправе ожидать, что наблюдаемое распределение скоростей звёзд
отражает лишь распределение скоростей облаков газа, из которых они возникли, и оно может быть далёким от равновесного. Для самых молодых звёзд это действительно так. Однако реальная ситуация оказалась значительно сложнее и интереснее.
Измерения показали, что звёзды, за исключением самых молодых, образуют в Галактике частично «прорелаксировавшую» систему: они имеют максвелловское распределение случайных скоростей, но с разными значениями дисперсии по различным осям. Более того, дисперсия скоростей даже в одном и том же объёме пространства не одинакова для различных звёзд: наблюдается систематический, хотя и замедляющийся, рост случайных скоростей с возрастом звёзд, по крайней мере, в течение первых нескольких миллиардов лет
их существования. В окрестностях Солнца за это время случайные скорости возрастают с 10 до ∼ 50 км/с. Можно сказать, что звёзды различных возрастов в галактиках образуют «звёздный газ» с различной «температурой». Возникает вопрос, какой релаксационный механизм обеспечивает рост дисперсии скоростей звёзд, если между ними не происходит столкновений.
Проблема релаксации не решена окончательно, но, по-видимому, для молодых звёзд с низкой дисперсией скоростей решающую роль играют всё же столкновения, только не друг с другом, а с очень массивными газовыми облаками.
Если бы никаких массивных облаков не существовало, а звёзды диска первоначально двигались по правильным окружностям, то все равно, уже за 1–2 оборота ситуация изменилась бы, и заметная часть энергии вращения перешла бы в энергию случайных движений (конечно, с сохранением полного момента импульса). Рост случайных скоростей связан в этом случае не со сближениями отдельных звёзд, а с эффектами коллективного взаимодействия, то есть взаимодействия каждой звезды с совокупностью всех остальных.
Кинематика газовой подсистемы имеет свои особенности. Для газа, заключённого в диске, как и для звёзд диска, основным является движение вокруг центра масс галактики. Но, в отличие от звёзд, газ представляет собой диссипативную столкновительную среду, энергия которой может как увеличиваться, так и уменьшаться. Прежде всего, это относится к энергии случайных движений. В отличие от звёзд, характерное время между столкновениями облаков, как и между атомами газа в межоблачной среде, значительно короче динамического времени (времени обращения вокруг центра галактики). Неупругие столкновения атомов уносят часть кинетической энергии через нагрев и излучение, и если бы газ не продолжал получать
энергию от звёзд, например, в результате расширения звёздных оболочек, областей HII или остатков сверхновых, дисперсия скоростей облаков стремилась бы к нулю, а траектории их движения — к круговым орбитам. Однако дисперсия скоростей облаков газа в галактиках C(g) далеко не нулевая: даже вдали от мощных источников энергии, каковыми, в первую очередь, являются молодые звёзды, она составляет 6–10 км/с, независимо от массы галактики.
Величина C(g) , по-видимому, не случайно близка к скорости звука в межоблачном газе, температура которого близка к 10^4 K: более быстрые, сверхзвуковые движения облаков порождают ударные волны и быстрее «гасятся». Такая скорость случайных движений относится как к атомарному, так и молекулярному газу. Исключением являются гигантские молекулярные облака, дисперсия скоростей которых, по-видимому, меньше, поскольку они образуются путём слияния более мелких облаков. И лишь вблизи мощных источников энерговыделения дисперсия скоростей газа может быть существенно выше.
Столкновительный характер газовой среды приводит к тому, что газ является динамически наиболее холодной подсистемой в дисковых галактиках, а следовательно, движется по орбитам, наиболее близким к круговым. Благодаря низкой дисперсии скоростей газ сильнее подвержен действию различных неустойчивостей и более активно реагирует на любое возмущение гравитационного потенциала. Спиральные ветви являются хорошим примером этого. Именно газ и возникающие из него молодые звёзды делают ветви яркими и
контрастными. В старом звёздном диске спирали почти всегда слабоконтрастны.
Само существование дисков галактик говорит о столкновительном характере среды, из которой они возникли. Диск — это конфигурация, обладающая минимумом полной энергии при данном моменте импульса. Как следует из теоремы вириала, система, уменьшая полную энергию, должна уменьшать свою гравитационную энергию и увеличивать при этом кинетическую. Это означает, что газ протогалактики, если он первоначально занимал большой объём и обладал медленным вращением, постепенно должен был сконцентрироваться во вращающийся диск, каждый элемент которого движется по орбите, близкой к круговой. Установившаяся скорость вращения газа на данном расстоянии от центра для любого элемента газа при этом будет максимально возможной, а полная энергия — минимально возможной для имеющегося момента импульса. Миллиарды лет назад звездообразование превратило рождающийся диск галактики из газового в звёздный. Остатки газа сконцентрировались на «дне» потенциальной ямы, образуемой гравитационным полем звёздного диска вблизи его плоскости, где мы и наблюдаем слой динамически холодной межзвёздной среды.