Массовая сегрегация (астрономия)

Гравитационный процесс, например, в звездных скоплениях

Многие шаровые скопления , такие как скопление M30 возрастом 13 млрд лет (на фото), являются сегрегированными по массе.

В астрономии динамическая сегрегация массы — это процесс , при котором более тяжелые элементы гравитационно связанной системы, такой как звездное скопление , стремятся двигаться к центру, в то время как более легкие элементы стремятся двигаться дальше от центра.

Равномерное распределение кинетической энергии

Во время близкого столкновения двух членов кластера, члены обмениваются как энергией, так и импульсом . Хотя энергия может обмениваться в любом направлении, существует статистическая тенденция к выравниванию кинетической энергии двух членов во время столкновения; это статистическое явление называется равнораспределением и похоже на тот факт, что ожидаемая кинетическая энергия молекул газа одинакова при данной температуре.

Поскольку кинетическая энергия пропорциональна массе, умноженной на квадрат скорости, равнораспределение требует, чтобы менее массивные члены скопления двигались быстрее. Более массивные члены, таким образом, будут стремиться опуститься на более низкие орбиты (то есть на орбиты, расположенные ближе к центру скопления), в то время как менее массивные члены будут стремиться подняться на более высокие орбиты.

Время, необходимое для приблизительного выравнивания кинетических энергий членов кластера, называется временем релаксации кластера. Шкала времени релаксации, предполагающая обмен энергией посредством двухчастичных взаимодействий, была аппроксимирована в учебнике Бинни и Тремейна ^[1] как

${\displaystyle t_{\mathrm {relax} }={\frac {N}{8\ln N}}\times t_{\mathrm {cross} }\ ,}$

где — количество звезд в скоплении, а — типичное время, необходимое звезде, чтобы пересечь скопление. Это составляет порядка 100 миллионов лет для типичного шарового скопления с радиусом 10 парсек , состоящего из 100 тысяч звезд. Самые массивные звезды в скоплении могут разделяться быстрее, чем менее массивные звезды. Эту временную шкалу можно аппроксимировать с помощью игрушечной модели скопления, разработанной Лайманом Спитцером , в котором звезды имеют только две возможные массы ( и ). В этом случае более массивные звезды (масса ) разделятся за время ${\displaystyle N}$ ${\displaystyle t_{\mathrm {cross} }}$ ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle m_{2}}$ ${\displaystyle m_{1}}$

${\displaystyle t_{\mathrm {m_{1}} }={\frac {m_{2}}{m_{1}}}\times t_{\mathrm {relax} }\ .}$

Внешняя сегрегация белых карликов была обнаружена в шаровом скоплении 47 Тукана в ходе исследования региона с помощью телескопа Хаббла ^{[2] .}

Первичная массовая сегрегация

Массовая сегрегация иногда наблюдается в скоплениях в областях звездообразования, таких как W40 (на фото). ^[3]

Первичная сегрегация массы — это неравномерное распределение масс, присутствующих при формировании скопления. Аргумент о том, что звездное скопление изначально сегрегировано по массе, обычно основывается на сравнении временных масштабов вириализации и возраста скопления. Однако были рассмотрены несколько динамических механизмов ускорения вириализации по сравнению с двухчастичным взаимодействием. ^[4] В областях звездообразования часто наблюдается, что звезды O-типа преимущественно располагаются в центре молодого скопления.

Испарение

После релаксации скорость некоторых членов с малой массой может превышать скорость убегания скопления, что приводит к потере этих членов для скопления. Этот процесс называется испарением . (Похожее явление объясняет потерю более легких газов с планеты, таких как водород и гелий с Земли — после равнораспределения некоторые молекулы достаточно легких газов в верхней части атмосферы превысят скорость убегания планеты и будут потеряны.)

В результате испарения большинство рассеянных скоплений в конечном итоге рассеиваются, о чем свидетельствует тот факт, что большинство существующих рассеянных скоплений довольно молоды. Шаровые скопления , будучи более тесно связанными, кажутся более долговечными.

В Галактике

Время релаксации галактики Млечный Путь составляет приблизительно 10 триллионов лет, что в тысячу раз больше возраста самой галактики. Таким образом, любая наблюдаемая массовая сегрегация в нашей галактике должна быть почти полностью изначальной. ^{[ необходима цитата ]}

Смотрите также

• Задача n-тел  – Задача по физике и небесной механике
• Теорема вириала  – Теорема статистической механики
• Мессье 67  – Старое рассеянное скопление в созвездии Рака
• Willman 1  – Карликовая галактика сверхнизкой светимости
• Скопление туманности Ориона  – Рассеянное скопление в туманности Ориона в созвездии Ориона
• Westerhout 40  – область звездообразования в созвездии Змеи.

Ссылки

1. Бинни, Джеймс (2008). Галактическая динамика (2-е изд.). Принстон: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13026-2. OCLC  195749071.
2. «Хаббл ловит звездный исход в действии». Space Daily. 18 мая 2015 г.
3. Kuhn, MA; et al. (2010). «Наблюдение Chandra за скрытым звездообразующим комплексом W40». Astrophysical Journal . 725 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Bibcode : 2010ApJ...725.2485K. doi : 10.1088/0004-637X/725/2/2485. S2CID  119192761.
4. Макмиллан, С. Л.; и др. (2007). «Динамическое происхождение ранней сегрегации масс в молодых звездных скоплениях». Astrophysical Journal . 655 (1): L45–L49. arXiv : astro-ph/0609515 . Bibcode :2007ApJ...655L..45M. doi :10.1086/511763.

Источники

• Ян А. Боннелл, Мелвин Б. Дэвис (1998). «Массовая сегрегация в молодых звездных скоплениях». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 295 (3): 691–698. Bibcode : 1998MNRAS.295..691B. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01372.x .

• Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция ядер галактик . Princeton University Press . ISBN 978-0-691-12101-7. OCLC  820123438.

• Spitzer, Lyman S. (Jr) (1987). Динамическая эволюция шаровых скоплений . Princeton University Press. ISBN 0-691-08309-6.

• Уайт, SDM (апрель 1977 г.). «Расщепление массы и недостающая масса в скоплении Coma». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 179 (2): 33–41. Bibcode : 1977MNRAS.179...33W. doi : 10.1093/mnras/179.2.33 .