Исследование динамических характеристик рассеянных звездных скоплений

• Автор: Путков, Станислав Игоревич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Екатеринбург
• Количество страниц: 157 с. : ил.

Оглавление
Введение

1 Обзор публикаций, посвященных динамике РЗС

1.1 Уравнения движения звезд скопления в поле скопления и Галактики

1.2 Исследования структуры и формы РЗС

1.3 Исследования экспоненциальной неустойчивости численных решений

1.4 Гросс-динамические исследования РЗС

1.5 Исследования динамики РЗС на основе статистических методов и кинетических уравнений

2 Параметры нестационарности РЗС

2.1 Введение

2.2 Контраст плотностей в ядрах РЗС
2.3 Гомологичные колебания моделей РЗС
2.4 Колебания ядер РЗС и их моделей
2.5 Динамические дисперсии скоростей звезд в РЗС
2.6 Выводы
3 Динамика корреляций между параметрами движения звезд в моделях рассеянных звездных скоплений
3.1 Введение
3.2 Времена и радиусы корреляций в моделях РЗС
3.3 Распределения корреляций по их величинам
3.4 Потоки корреляций в пространстве величин у/
3.5 Выводы
4 Корреляционный и спектральный анализ колебаний фазовой плотности в
моделях рассеянных звездных скоплений

4.1 Введение
4.2 Оценки величин тУ н/, ут, в моделях РЗС
4.3 Взаимная функция корреляций
4.4 Частотные спектры и дисперсионные кривые
4.5 Сравнение спектров частот, полученных при разных способах выбора точек
для расчета взаимных корреляционных функций
4.6 Выводы
5 Сглаживание силовых функций и спектры колебаний модели рассеянного звездного скопления
5.1 Введение
5.2 О связи параметров модели РЗС с величиной е
5.3 Взаимные функции корреляций
5.4 Частотные спектры и дисперсионные кривые
5.5 Выводы
Заключение
Литература
Приложение
A. Начальные структурные параметры моделей РЗС
B. Параметры корреляций для ряда характеристик моделей РЗС
C. Параметры неустойчивых колебаний величин / в моделях РЗС
Б1. Динамические характеристики 87 РЗС
Б2. Динамические характеристики 87 РЗС
БЗ. Динамические характеристики 87 РЗС

Введение
Рассеянные звездные скопления (РЗС) — группы из нескольких десятков, сотен или тысяч звезд, образовавшихся совместно из одного и того же вещества. Исследование РЗС представляет интерес и для астрофизики: изучение эволюции звезд и распределений характеристик звезд, и для звездной динамики: понимание механизмов динамической эволюции скоплений, исследование коллективных движений звезд, морфологических особенностей строения скоплений и роли рассеянных скоплений в Галактике.
Большинство РЗС принадлежит плоской подсистеме Галактики и имеет орбиты, близкие к круговым. Поэтому рассеянные звездные скопления подвержены, во-первых, непрерывному медленно меняющемуся приливному влиянию Галактики, ограничивающему размеры скопления. Во-вторых, при пролете скопления вблизи газопылевых облаков, концентрирующихся к плоскости Галактики, скопление подвергается действию быстроменяющихся приливных сил, увеличивающих дисперсию скоростей звезд скопления, способствуя его разрушению (приливные удары). Распаду рассеянного скопления способствует также потеря газо-пылевого вещества, из которого сформировались звезды скопления, на начальном этапе эволюции РЗС.
Характерные для РЗС невысокие плотности распределения звезд и низкие дисперсии скоростей звезд в ядрах ("холодные" ядра) благоприятствуют возникновению и развитию коллективных движений звезд и неустойчивостей этих движений. Нестационарность рассеянных скоплений в поле регулярных сил сохраняется не смотря на сравнительно малые времена релаксации. Одним из указаний на нестационарность РЗС является малый средний возраст наблюдаемых РЗС, приблизительно равный 2-108 лет [119] (всего несколько времен релаксации). Неизолированность и нестационарность РЗС делают динамически интересными такие объекты.

полной энергии и массы можно получить для крупнозернистой функции распределения выражение [99]:
f уехр_(-а~Ре)
1 1 +ехр(-а-реУ {>
где р — фазовая плотность занятой микроячейки, аир — множители Лагранжа для ограничений, налагаемых сохранением массы и энергии, е — удельная энергия звезд. Обычно для звездных систем занята лишь небольшая часть микроячеек в каждой макроячейке фазового пространства (невырожденный предел), поэтому / / и рехр(—а — Ре) = Аехр(-ре), (1-48)
т.е. / имеет ту же форму, что и распределение Максвелла-Больцмана.
Незаконченная бурная релаксация и квазистационарные
состояния.
Данный вопрос обсуждается в ряде работ, например, [42]. На практике часто орбнару-живается, что гамильтоновы системы с дальнодействуюгцими силами (в частности звездные скопления и галактики) самопроизвольно организуются в упорядоченные структуры (например, спиральный узор в дисковых галактиках), которые сохраняются в течение длительного времени. Эти состояния обычно не описываются распределением Максвелла-Больцмана и называются квазистационарными состояниями (КСС). Соответствующая этим состояниям крупнозернистая функция распределения /(г , v ,t) должна быть решением уравнения Больцмана:
% = % + = (1-49)
и достигается на сравнительно короткой временной шкале порядка динамического времени tcr. Время жизни КСС зависит от числа частиц по степенному закону Ns, где <5 порядка 1, что указывает на долговечность таких состояний. Однако, из-за того, что уравнение Больцмана допускает неограниченное число стационарных решений, каждое из которых описывает свое КСС, трудно предсказать то КСС, которое отбирает эволюция. Для поиска КСС предлагается заменить энтропию Больцмана:
SB[f] = -Jflnfd~rd'v, (1.50)