Взаимодействие звёзд фона со звёздными скоплениями

• Автор: Минц, Алексей Александрович
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 102 с. : ил.

1 Мотивация

1.1 Голубые бродяги

1.2 Широкие двойные звёзды

1.3 Динамическая’эволюция двойных

1.4 Захват звёзд в скопления

2 Постановка задачи и организация вычислений

2.1 Параметры звёздного фона Галактики

2.2 Скопление и внешний фон

2.2.1 Неподвижное скопление

2.2.2 Движущееся скопление

2.3 Оценки реальных величин

2.4 Ускорение звёзд поля потенциалом скопления
3 Захват одиночной звезды
3.1 Постановка задачи
3.2 Аналитические оценки
3.2.1 Медленные звёзды
3.2.2 Быстрые звёзды
3.3 Изменение скорости звезды поля
3.4 Моделирование методом Монте-Карло
3.5 Сравнение с численной моделью N тел
4 Захват или распад двойной звезды
4.1 Оценки вероятностей распада и захвата
4.1.1 Общее описание модели
4.1.2 Сечения захвата и распада
4.2 Численная модель
4.3 Результаты
4.3.1 Захват двойной
4.3.2 Распад двойной
4.3.3 Захват одиночной звезды
5 Захват при кратных взаимодействиях
5.1 Финальные скорости при тройных взаимодействиях
5.2 Тройные взаимодействия и захват звёзд
5.3 Сближение двух двойных и захват

6 Заключение
6.1 Дискуссия
6.2 Выводы
6.3 Благодарности
А Численный метод и программа ЫВ0БУ6++
А.1 Обзор численных методов решения задачи N тел
А.2 Эрмитова схема
А.З Групповой шаг
А.4 Схема Ахмада-Коэна
А.5 Регуляризация
A.6 Краткое описание исходного кода программы
ГО(ШУ6++
В Разработанное программное обеспечение
B.1 Утилита ТаЬ_са1с для статистической обработки таблиц
B.2 Прочие программы
С Вывод некоторых формул
C.1 Вывод формул (19) и (20)
С.2 Вывод формулы (49)
С.З Вывод формулы (56)
Список литературы

Современные теории звездообразования исходят из того, что значительная часть звёзд формируется в составе скоплений, которые затем постепенно распадаются на одиночные и кратные звезды. С осознанием этого факта возникла необходимость не только анализировать астрофизические процессы, происходящие в одиночных звёздах, но и рассматривать комплексную эволюцию звёздного скопления, учитывая как гравитационные эффекты, так и более сложные взаимодействия звёзд, такие, как приливы, физические столкновения, потеря массы, взаимодействие звёзд с межзвёздным газом [5]. Сложность таких систем практически исключает возможность детального аналитического описания, необходимы численные методы. Их активная разработка, вместе с бурным развитием вычислительной техники, позволяет сейчас проводить численное моделирование звёздных скоплений с высокой точностью (см., например, книгу Аарсета [9] и приложение А настоящей диссертации).
Современные наблюдения позволяют изучать динамическую структуру скоплений, определять входящие в него звёзды. Для этого можно использовать параллаксы и собственные движения, а при их отсутствии — спектральные характеристики, например, показатели цвета и метал-личность. Большинство методов являются не слишком надёжными и носят скорее статистический характер. Тем не менее, надёжно установлено, что во многих скоплениях присутствуют звёзды, сильно отличающиеся от остальных по возрасту и химическому составу. Понимание причин появления подобных звёзд может дать новую информацию о эволюции звёзд и скоплений. Одним из возможных, но недостаточно изученных объяснений является захват звёзд фона скоплениями как в процессе формирования, так и после него. Данная работа пытается, в первую очередь, ответить на вопрос об возможности захвата звёзд в скопления, и определить, от чего зависит эффективность захвата.
Цели работы
В данной работе были поставлены следующие основные цели:
• Определение вероятности захвата звёзд фона рассеянными скоплениями в зависимости от скоростей звёзд фона и параметров скопления.
• Оценки вероятностей различных исходов (пролёта, захвата, распада с частичным захватом или распада без захвата) при взаимодействии скопления с двойной звездой фона.

4 Захват или распад двойной звезды
В предыдущей главе исследовалось взаимодействие одиночных звёзд поля с рассеянным звёздным скоплением. Было показано, что существует заметная вероятность захвата звёзд из поля Галактики. Однако в поле Галактики, помимо одиночных звёзд, присутствует также и значительное число двойных. В статье [43] указывается, что до 9.5% звёзд каталога ШРРЛРСОЗ являются двойными с проективным расстоянием между компонентами более 1000 а.е. (см. раздел 1.2). Сейчас также считается общепринятым, что более половины всех звёзд солнечной окрестности входят в состав двойных или кратных систем.
В скоплениях звёздная плотность намного выше, чем в звёздном поле, что создаёт благоприятные условия для распада широких двойных при их сближении со скоплением. Распад двойной внутри скопления может привести к захвату одного или двух компонентов, а также к поглощению энергии связи двойной. Поэтому интересно узнать, как будет выглядеть результат взаимодействия широкой двойной со скоплением.
4.1 Оценки вероятностей распада и захвата
4.1.1 Общее описание модели
Рассмотрим двойную звезду с массами компонентов шх и т,2 и большой полуосью орбиты п. Пусть она пролетает через скопление из N звёзд общей массой М по траектории с нулевым прицельным параметром. Ненулевые возможные значения прицельного параметра не сильно изменят общую картину, так как захват происходит только при малых скоростях сближения, когда максимально эффективна гравитационная фокусировка. Скорость центра масс двойной на бесконечности примем равной и0. Введём для скопления эффективную скорость ухода Що = 1, как и в разделе 3.2.
В главе 3 приведён вывод вероятности захвата, одиночной звезды скоплением в предположении о большом числе слабых взаимодействий с членами скопления (43). Там получено, что для скоростей, превышающих среднеквадратичную скорость звёзд в скоплении, действует другой способ захвата — одно сильное взаимодействие. В этом случае вероятность захвата убывает в зависимости от скорости на бесконечности Уо пропорционально у^°. Эти результаты были подтверждены моделированием методом Монте-Карло, а также численным интегрированием задачи N тел. Последние результаты дают небольшое расхождение с аналитическими формулами и данными, полученными методом Монте-Карло.