Амбарцумян

Первым неоспоримым успехом приложения разработанной Амбарцумяном статистической механики звёздных систем явилось получение в 1936 году очень важной формулы для потенциальной энергии самогравитирующей сферической системы. Соответствующая статья была опубликована, однако осталась незамеченной, и в 1954 году эту формулу независимо вывел Шварцшильд, которому она была приписана в «Пулковском курсе астрофизики и звёздной астрономии». Из этой формулы непосредственно следует знаменитая формула Кинга для гравитационного потенциала.

Затем последовало решение вопроса о рассеянии открытых звёздных скоплений в Галактике.

В 1930-х годах С. Росселанд[114] исследовал рассеяние звёздных скоплений Галактики. Он, естественно, заметил, что когда дисперсии скоростей звёзд скопления и поля сравниваются, то скопление «расплывается». Он оценил характерное время такого процесса, которое можно считать верхним пределом возраста скоплений. Оказалось, что для рассеянных звёздных скоплений возраст не превосходит 10¹⁰ лет. В 1934 году Б. Бок[115] обратил внимание на значительную роль приливных сил в эволюции звёздных скоплений, однако при математическом анализе своих упрощённых моделей он сделал несколько ошибок, исправление которых, как показал Л. П. Осипков[116], не повлияло на выводы качественного характера.

Редактируя русский перевод книги Росселанда, Амбарцумян заметил, что существует механизм разрушения плотных звёздных скоплений более эффективный, чем рассмотренный Росселандом, — это испарение, точнее самоиспарение, или диссипация звёзд, вследствие их сближения друг с другом. Члены звёздного скопления, двигаясь, иногда сближаются друг с другом и обмениваются при этом энергиями. В результате таких обменов отдельные звёзды приобретают столь большие кинетические энергии, что безвозвратно покидают скопление. Таким образом, Амбарцумяном было установлено, что причиной диссипации является взаимодействие звёзд при сближениях, когда энергия некоторых звёзд становится выше, чем энергия отрыва. Это объясняется тем, что из-за отсутствия потенциального барьера на границе звёздных систем некоторые из звёзд приобретают в результате взаимодействия между собой скорости, превышающие параболическую скорость, и улетают из системы. С течением времени так должно испариться всё скопление.

Отсюда следовало, что открытые звёздные скопления, являющиеся существенными составными образованиями в Галактике, не могут существовать больше 10⁹—10¹⁰ лет.

Таким образом, стало ясно и то, что скопления не возникают из независимых друг от друга звёзд общего звёздного поля Галактики, а наоборот, разрушаясь, как бы становятся источником, питающим это общее поле. Стало ясно, что звёзды каждого скопления возникли совместно и имеют общее происхождение.

Сложность проблемы и заслуга Амбарцумяна заключается в том, что он сумел точно оценить время испарения членов звёздной системы и сравнить его со временем её релаксации, достижения статистического равновесия.

Надо заметить, что этот механизм разрушения был известен Пуанкаре и Эддингтону, но до Амбарцумяна никто не пытался оценить время такого разрушения.

Полемика с Джеймсом Джинсом

Далее Амбарцумяну удалось уточнить возраст нашей Галактики.

Чтобы определить возраст нашей Галактики, необходимо было точно выяснить, насколько «успокоилась» наша гигантская звёздная система после её образования, в какой степени наступило статистическое равновесие в динамике двойных звёзд.

В эти годы господствовала идея «длинной» шкалы галактической эволюции, наиболее авторитетными приверженцами которой были Дж. Джинс[117] и А. Эддингтон. Согласно Джинсу, все звёзды Галактики образовались более или менее одновременно 10¹²—10¹³ лет назад. За это время звёзды успели в достаточной степени провзаимодействовать между собой, что привело к их равномерному распределению по кинетической энергии. По Джинсу, «длинная» шкала подтверждалась статистическим анализом орбит в двойных системах, указывающим на существование диссоциативного равновесия между процессами образования и разрушения двойных звёзд в Галактике — статистического закона равновесия Больцмана[118].

114

Свен Росселанд (1894–1985) — норвежский астроном, президент Академии наук Норвегии. Труды по внутреннему строению звёзд, переносу излучения и др.

115

Барт Джон Бок (1906–1983) — американский астроном голландского происхождения. Впервые описал небольшие, тёмные, почти сферические туманности, сильно поглощающие свет, — глобулы Бока, связанные с начальной стадией формирования звёзд.

116

Леонидом Петровичем Осипковым (СПбГУ, кафедра космических технологий и прикладной астродинамики) написан прекрасный обзор работ В. А. Амбарцумяна: «Статистическая механика звёздных систем: от Амбарцумяна и далее» (Астрофизика. 2008. Т. 51. Вып. 4. С. 505–522).

117

Джеймс Хопвуд Джинс (1877–1946) — английский астроном и физик, создатель одной из теорий происхождения Солнечной системы. Труды в области изучения звёздной динамики, образования и эволюции звёзд, системы двойных звёзд и спиральных галактик.

118

Людвиг Эдуард Больцман (1844–1906) — австрийский физик-теоретик. Автор основ статистической физики и т. д.