Юрий Шахбазян - Амбарцумян

Нужно отметить, что до создания статистической механики звёздных систем вопрос о происхождении звёзд рассматривался астрономами путём изучения физических параметров отдельных звёзд совершенно независимо от вопроса о происхождении звёздных групп (кратных звёзд и скоплений).

Однако дальнейшее показало, что исследование одиночных звёзд не даёт возможности найти ключ к радикальному решению вопроса происхождения звёзд. Выяснилось, что в область поиска необходимо включить кратные звёзды (двойные, тройные звёзды) и звёздные скопления.

Кратная звёздная система обыкновенного типа

Три звёздные системы типа «трапеции»

Чтобы отличить стабильные звёздные системы от нестабильных, Амбарцумян и Маркарян, помимо разработки основных теоретических концепций, ввели понятия звёздных систем обыкновенного типа и систем типа «трапеции». Для понимания идеи кратных звёздных систем типа «трапеции» и её использования для обнаружения неустойчивости кратных звёздных систем представим себе сначала три звезды — А, В, С , которые находятся на различных расстояниях друг от друга.

Если, например, звёзды А и В находятся гораздо ближе друг к другу, чем звезда С от них, то есть АВ<���АС≈ВС, и звёзды образуют вытянутый треугольник, то такие кратные звёздные системы называются кратными системами обыкновенного типа.

Если же кратная звёздная система не обладает указанным свойством, то есть величины всех трёх расстояний между звёздами одинакового порядка: АВ≈АС≈ВС, то она называется кратной системой типа «трапеции».

Но трапеция, как геометрическая фигура, должна иметь четыре угла. Сами авторы, Амбарцумян и Маркарян, которые ввели понятие систем типа «трапеции» [149] Сообщения Бюраканской обсерватории. 1949. Вып. 11. , считали этот термин не очень удобным, но, учитывая глубокое физическое значение этого понятия, сочли его вполне уместным. Что касается употребления «неудобного» термина типа «трапеции», то он уже вошёл в астрономическую литературу, и это не привело к каким-либо недоразумениям. Однако нужно помнить, что среди рассматриваемых звёздных систем могут встречаться не только трапеции («четвёрки»), но и «тройки», «пятёрки» и т. д.

Звёздная динамика позволила чётко различить стабильные и нестабильные (распадающиеся) звёздные системы. Было строго доказано, что кратные звёздные системы обыкновенного типа являются устойчивыми системами. Здесь соотношения полуосей орбит небесных тел позволяют свести движение звёзд, в первом приближении, к простым ньютоновско-кеплеровским движениям по эллиптическим орбитам, подобно движению планет в нашей Солнечной системе, устойчивость движения которой впервые была доказана Лапласом.

Подавляющее большинство систем кратных звёзд в Галактике является системами обыкновенного типа. Относительная устойчивость этих систем связана с тем, что скорости движения звёзд вокруг центра системы настолько малы, что звёзды не могут вырваться из системы. В этом случае, как говорят астрофизики, полная энергия системы отрицательна.

Что касается кратных звёздных систем типа «трапеции», то они оказались системами неустойчивыми, распадающимися. Было доказано, что звёздные системы типа «трапеции» обладают положительной полной энергией, то есть скорости звёзд, входящих в систему, настолько велики, что они могут покинуть систему. Они стали одной из характеристик тех звёздных систем, где нужно было искать и находить молодые звёзды. Такие системы в современной научной литературе называют системами типа Амбарцумяна.

В ранних работах Амбарцумяна, как уже говорилось, был исследован вопрос о разрушении открытых звёздных скоплений. Оказалось, что они часто включают в себя неустойчивые группы звёзд, как, например, открытое звёздное скопление χ и h Персея.

Системы типа «трапеции» весьма похожи на открытые скопления и отличаются от них лишь меньшим числом членов. Между тем было известно, что время распада скопления зависит именно от числа его членов: чем меньше это число, тем быстрее оно распадается.

Так был найден желанный ключ к поиску нестабильных, молодых звёздных систем.

С тех пор началась работа по обнаружению и исследованию систем типа «трапеции». Типичным примером таких систем является «трапеция» в центральном скоплении туманности Ориона, обнаруженная в Бюракане в 1949 году. Эта «трапеция» впоследствии стала объектом многочисленных исследований.

Таким образом, открылась прямая дорога к обнаружению особо неустойчивых, распадающихся молодых звёздных скоплений особого типа — звёздных ассоциаций.

На основании собственных теоретических исследований нестационарных звёздных систем и пользуясь данными наблюдательной астрономии, Виктор Амазаспович выделил класс таких звёздных систем огромных размеров, которые содержали много нестационарных, молодых объектов: молодых горячих гигантов О и В, звёзд типа Т Тельца, «трапеций», открытых звёздных скоплений. Этот класс был назван Амбарцумяном звёздными ассоциациями.

Рассмотрим подробнее, что собой представляют звёздные ассоциации. Предоставим слово самому Виктору Амазасповичу: «Звёздные ассоциации — это такие скопления скоплений звёзд, которые находятся в нестационарном состоянии, полная энергия которых положительна, то есть они содержат звёздные системы типа трапеций, где преобладают, по сравнению с галактическим фоном, звёзды спектральных типов ОВ или звёзд типа Т Тельца или и тех, и других: О-ассоциации, Т-ассоциации и О+Т-ассоциации».

Интересно, что до открытия звёздных ассоциаций даже не ставился вопрос о возможности существования звёздных систем с положительной полной энергией. Оказалось, что такие системы существуют — это кратные системы типа «трапеции», и они оказались крайне молоды — моложе двух миллионов лет.

Средняя плотность звёзд в звёздных ассоциациях меньше, чем в общем звёздном поле Галактики, а размеры звёздных ассоциаций находятся в интервале от 30 до 200 парсек. Естественно, при таких больших линейных размерах и низкой плотности звёзды, входящие в звёздные ассоциации, не могут долго находиться в системе, несмотря на силы взаимного притяжения.

Для наглядного и упрощённого представления звёздных ассоциаций возьмём произвольное открытое звёздное скопление размером в несколько парсек, имеющее в своём составе О и В звёзды (или звёзды типа Т Тельца), для которого полная энергия системы отрицательна, и расширим это скопление до таких размеров, чтобы его полная энергия превратилась в положительную. Наверное, его размеры после расширения будут находиться в пределах 30—200 парсек. Такое звёздное скопление будет похоже на звёздную ассоциацию, где взаимное притяжение звёзд не сможет уже удерживать их в скоплении.