Амбарцумян

Однако общее понятие неустойчивости, нестационарности необходимо было перевести на научный язык, на язык точных физико-математических понятий.

Ещё в 1930-х годах, в Ленинградском университете, Виктор Амазаспович заложил основы статистической теории динамики кратных звёзд и звёздных систем, в рамках которой стало возможно выделить класс нестационарных звёздных систем. Таким образом, эта теория оказалась необходимым путеводителем и эффективным инструментом в мире нестабильных звёздных образований. Она предопределила успех поиска нестационарных объектов и, следовательно, областей звездообразования. Но до тех пор, пока на её основе не были обнаружены области новорождённых звёзд, отношение астрофизиков к данной теории было почтительно прохладным. Не было полной уверенности в том, что именно звёздная динамика должна была решить судьбу космогонической концепции, хотя первое приложение этой теории уже было успешным и дало свои плоды: была установлена «короткая шкала» эволюции Галактики.

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<АСВС, 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: АВАСВС, 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], 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.