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很多球狀星團,像是130億年老的M30(如圖),有著質量層化。

質量層化天文學中被引力束縛系統中的一種動力學過程,例如星團星系團,傾向於大質量的天體移動到中心,而較輕的天體分布在外層。

動能的能量平均分配编辑

當兩個星團的成員親密接觸時,會彼此交換能量動量。雖然,能量的交換可以是任意方向的,但是在過程上,兩個星團的動能傾向於均衡,這種統計的現象稱為均分,是類似於預期的氣體分子的動能在給定的溫度下都是相同的事實。

由於動能正比於質量和速度的平方,要均分動能,低質量的天體就需要比較快速的移動速度。因此,質量越大的成員,其軌道往往越低(即軌道越接近集團的質量中心),同時質量越輕的成員傾向於上升至越高的軌道。

星團中成員的動能大致均衡所需要的時間稱為該集團的弛豫時間。假設能量是經由兩個物體的交互作用下進行交換,在Binney & Tremaine的教科書中提出弛豫時間的近似尺度是:

 

此處 是集團中恆星的數量, 是一顆恆星跨越集團的典型時間。在半徑10秒差距,擁有10萬顆恆星的球狀星團中,典型的時間尺度大約是一億年。在星團中,大質量恆星的層化比低質量恆星更快。時間尺度的近似可以使用萊曼·史匹哲發展,只有兩個質量體(  )的玩具模型來推導。在這樣的情況下,質量較大的(質量  )層化時間為

 

有人使用哈伯太空望遠鏡研究球狀星團杜鵑座47分離在外層區域的白矮星[1]

初發質量層化编辑

 
在星團的恆星形成區,像是W 40,偶爾也能觀察到質量層化(如圖)[2]

初發質量層化在星團中的質量分布是不均勻的構造。星團的初發質量層化參數是維里化的程度和星團年齡的時間尺度。然而,相較於二體交互作用,有幾種動力學的機制被認為可以加速維里化[3]。在恆星形成區經常可以觀察到O型星優先位於年輕星團的中心。

蒸發作用编辑

在弛豫之後,一些低質量成員的速度會大於群體的逃逸速度,結果是這些成員會從群體中遺失。這個過程稱為蒸發。(類似於解釋一些行星損失大氣層中質量較輕的氣體,例如地球上均分後的氫和氦。這些足夠輕的氣體在大氣層的頂端將超過地球上的逃逸速度,因此會丟失。)

經由蒸發,多數的疏散星團最終會消散,這一現象呈現在現存的疏散星團都很年輕的事實上。球狀星團顯得更為緊密,似乎能更為持久。

在銀河系编辑

銀河系的弛豫時間大約是10兆年,幾乎是銀河系現在年齡的1,000倍。因此,在我們的星系中觀察到的質量層化現象幾乎完全是初發的。

相關條目编辑

參考資料编辑

  1. ^ Hubble Catches Stellar Exodus in Action. Space Daily. 18 May 2015. 
  2. ^ Kuhn, M. A.; 等. A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40. Astrophysical Journal. 2010, 725 (2): 2485–2506. Bibcode:2010ApJ...725.2485K. arXiv:1010.5434. doi:10.1088/0004-637X/725/2/2485. 
  3. ^ McMillan, S. L.; 等. A Dynamical Origin for Early Mass Segregation in Young Star Clusters. Astrophysical Journal. 2007, 655 (1): L45–L49. Bibcode:2007ApJ...655L..45M. arXiv:astro-ph/0609515. doi:10.1086/511763. 

來源编辑

  • Spitzer, Lyman S. (Jr). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton University Press. 1987. ISBN 0-691-08309-6.